Asteroid-Spektraltypen - Wikipedia

Ein Asteroid-Spektraltyp wird Asteroiden aufgrund ihres Emissionsspektrums, ihrer Farbe und manchmal auch der Albedo zugeordnet. Es wird angenommen, dass diese Typen der Oberflächenzusammensetzung eines Asteroiden entsprechen. Bei kleinen Körpern, die nicht intern differenziert sind, sind die Oberflächen- und inneren Zusammensetzungen vermutlich ähnlich, während große Körper wie Ceres und Vesta bekanntermaßen eine innere Struktur aufweisen. Im Laufe der Jahre gab es eine Reihe von Umfragen, die zu einer Reihe verschiedener taxonomischer Systeme führten, wie beispielsweise der Klassifizierung nach Tholen, SMASS und Bus-DeMeo. ^[1]

Taxonomische Systeme [ edit ] ] 19659004] Die Astronomen Clark R. Chapman, David Morrison und Ben Zellner entwickelten 1973 ein einfaches taxonomisches System für Asteroiden, das auf Farbe, Albedo und Spektralform basiert. Die drei Kategorien wurden mit "C" für dunkle kohlenstoffhaltige Objekte, "S" für steinige (kieselartige) Objekte und "U" für diejenigen gekennzeichnet, die weder zu C noch zu S passen. ^[2] Diese grundlegende Aufteilung der Asteroidspektren besteht seitdem ^[3] Derzeit gibt es eine Reihe von Klassifikationsschemata ^[4] und obwohl sie bestrebt sind, eine gewisse gegenseitige Konsistenz zu wahren, werden einige Asteroiden in Abhängigkeit vom jeweiligen Schema in verschiedene Klassen eingeteilt. Dies ist auf die Verwendung unterschiedlicher Kriterien für jeden Ansatz zurückzuführen. Die zwei am häufigsten verwendeten Klassifizierungen werden im Folgenden beschrieben:

Überblick über Tholen und SMASS [ edit ]

Zusammenfassung der asteroiden taxonomischen Klassen ^[5]

Tholen-Klasse	SMASSII (Bus-Klasse)	Albedo	] Spektrale Funktionen A
A	A	mäßig	Sehr steile rote Steigung kurz vor 0,75 & mgr; m; mäßig tiefe Absorptionseigenschaft in der Länge von 0,75 µm.
B, F	B	niedrig	Lineare, im Allgemeinen ohne Merkmale, Spektren. Unterschiede bei den UV-Absorptionsmerkmalen und Vorhandensein / Nichtvorhandensein enger Absorptionsmerkmale nahe 0,7 um.
C, G	C, Cb, Ch, Cg, Chg	niedrig	Lineare, im Allgemeinen ohne Merkmale, Spektren. Unterschiede bei den UV-Absorptionsmerkmalen und Vorhandensein / Nichtvorhandensein enger Absorptionsmerkmale nahe 0,7 um.
D	D	niedrig	Relativ funktionsloses Spektrum mit sehr steiler roter Steigung.
E, M, P	X, Xc, Xe, Xk	von niedrig (P) bis sehr hoch (E)	Allgemein merkmalsloses Spektrum mit rötlicher Neigung; Unterschiede in den subtilen Absorptionsmerkmalen und / oder der spektralen Krümmung und / oder der relativen Reflexion des Peaks
Q	Q	mäßig	Rötliche Neigung von 0,7 um; tiefe, abgerundete Absorptionsfunktion von 0,75 µm.
R	R	mäßig	Mäßige rötliche Neigung von 0,7 um nach unten; tiefe Absorption über 0,75 µm.
S	S, Sa, Sk, Sl, Sq, Sr	mäßig	Mäßig steile rötliche Neigung von 0,7 um nach unten; mäßige bis steile Absorption längs von 0,75 µm; Peak des Reflexionsvermögens bei 0,73 um. Busuntergruppen zwischen den Klassen S und A, K, L, Q, R.
T	T	niedrig	Mäßig rötlicher Kurzschluß von 0,75 um; danach flach.
V	V	mäßig	Rötlicher Kurzschluß von 0,7 um; extrem tiefe Absorption von 0,75 µm.
-	K	mäßig	Mäßig steile rote Steigung kurz unterhalb von 0,75 um; glatt angewinkeltes Maximum und flach bis bläulich längs von 0,75 µm, mit geringer oder keiner Krümmung.
-	L, Ld	mäßig	Sehr steile rote Steigung mit einem Durchmesser von 0,75 um; flach längs von 0,75 µm; Unterschiede im Höchststand.
-	O	-	Eigenartiger Trend, bisher nur für den Asteroiden 3628 bekannt.

S3OS2-Klassifizierung [ bearbeiten ]

Die kleine Sonnensystemobjektspektroskopische Vermessung (S ³ OS ² oder S3OS2, auch bekannt als -Lazzaro-Klassifizierung ), beobachtete 820 Asteroiden unter Verwendung des früheren 1,52-Meter-ESO-Teleskops von ESO am La Silla-Observatorium in den Jahren 1996–2001. ^[1] Diese Untersuchung bezog sich sowohl auf die Tholen als auch auf die Bus-Binzel-Taxonomie (SMASS) zu den beobachteten Objekten, von denen viele bisher nicht klassifiziert wurden. Für die Tholen-ähnliche Klassifizierung wurde in der Studie ein neuer "Caa-Typ" eingeführt, der ein breites Absorptionsband zeigt, das auf eine wässrige Veränderung der Körperoberfläche hinweist. Die Caa-Klasse entspricht Tholens C-Typ und dem von SMASS hydratisierten Ch-Typ (einschließlich einiger Cgh-, Cg- und C-Typen) und wurde 106 Körpern oder 13% der vermessene Objekte. Außerdem verwendet S3OS2 die K-Klasse für beide Klassifikationsschemata, einen Typ, der in der ursprünglichen Tholen-Taxonomie nicht vorhanden ist. ^[1]

Bus-DeMeo-Klassifizierung [ edit ]

The Bus Die DeMeo-Klassifikation ist ein Asteroiden-Taxonomie-System, das 2009 von Francesca DeMeo, SJ "Bobby" Bus und Stephen M. Slivan entworfen wurde. ^[6] Es basiert auf den Reflexionsspektrumseigenschaften von 371 Asteroiden, die über die Wellenlänge von 0,45 bis 2,45 Mikrometer gemessen werden. Dieses System aus 24 Klassen führt einen neuen "Sv" -Typ ein und basiert auf einer Hauptkomponentenanalyse gemäß der SMASS-Taxonomie, die wiederum auf der Tholen-Klassifizierung basiert. ^[6]

Tholen-Klassifizierung [ edit ]

Die seit über einem Jahrzehnt am weitesten verbreitete Taxonomie war die von David J. Tholen, die erstmals 1984 vorgeschlagen wurde. Diese Klassifizierung wurde aus Breitbandspektren (zwischen 0,31 μm und 1,06 μm) entwickelt, die während des Achtfarben-Asteroidenumfrage ( ECAS ) in den 1980er Jahren in Kombination mit Albedo-Messungen. ^[7] Die ursprüngliche Formulierung basierte auf 978 Asteroiden. Das Tholen-Schema umfasst 14 Typen, wobei die Mehrzahl der Asteroiden in eine von drei großen Kategorien fällt, und mehrere kleinere Typen (siehe auch § Übersicht über Tholen und SMASS oben) . Die Typen sind mit ihren größten Exemplaren in Klammern:

C-Gruppe [ edit ]

Asteroiden der C-Gruppe sind dunkle kohlenstoffhaltige Objekte. Die meisten Körper dieser Gruppe gehören zum Standard-C-Typ (10 Hygiea) und dem etwas "helleren" B-Typ (2 Pallas). Der F-Typ (704 Interamnia) und der G-Typ (1 Ceres) sind viel seltener. Weitere Low-Albedo-Klassen sind die D-Typen (624 Hektor), die typischerweise im äußeren Asteroidengürtel und bei den Jupiter-Trojanern zu sehen sind, sowie die seltenen T-Typ-Asteroiden (96 Aegle) aus dem inneren Hauptgürtel. [19659083] S-Gruppe [ edit ]

Asteroiden mit einem S-Typ (15 Eunomia, 3 Juno) sind silicaceous (oder "steinige") Objekte. Eine weitere große Gruppe ist der steinige V-Typ (4 Vesta), auch bekannt als "Vestoide", die unter den Mitgliedern der großen Vesta-Familie am häufigsten genannt wird und von einem großen Einschlagskrater auf Vesta ausgegangen sein soll. Andere kleine Klassen umfassen die A-Typ (246 Asporina), Q-Typ (1862 Apollo) und R-Typ Asteroiden (349 Dembowska).

X-Gruppe [ edit ] ] 19659082] Die Dachgruppe des Asteroiden vom X-Typ kann je nach Reflexionsgrad des Objekts (dunkel, mittel, hell) in drei Untergruppen unterteilt werden. Die dunkelsten sind mit der C-Gruppe verwandt, mit einer Albedo unter 0,1. Dies sind die "primitiven" P-Typen (259 Aletheia, 190 Ismene), die sich vom "metallischen" M-Typ (16 Psyche) mit einer dazwischen liegenden Albedo von 0,10 bis 0,30 unterscheiden, und vom hellen "Enstatit" E-Typ Asteroiden, vor allem bei Mitgliedern der Hungaria-Familie im innersten Bereich des Asteroidengürtels.

Taxonomische Merkmale [ edit

Die Tholen-Taxonomie kann bis zu vier Buchstaben umfassen ( zB "SCTU"). Das Klassifizierungsschema verwendet den Buchstaben "I" für "inkonsistente" Spektraldaten und sollte nicht mit einem Spektraltyp verwechselt werden. Ein Beispiel ist der themistische Asteroid 515 Athalia, der zum Zeitpunkt der Klassifizierung inkonsistent war, da Spektrum und Albedo des Körpers das eines steinigen bzw. kohlenstoffhaltigen Asteroiden waren. ^[8] Als die zugrunde liegende numerische Farbanalyse mehrdeutig war, waren Objekte zwei oder drei Typen statt nur einem zugewiesen (z. B. "CG" oder "SCT"), wobei die Reihenfolge der Typen die Reihenfolge der zunehmenden numerischen Standardabweichung widerspiegelt, wobei der am besten passende Spektraltyp zuerst erwähnt wird. ^[8] Die Tholen-Taxonomie ebenfalls hat zusätzliche Notationen, die an den Spektraltyp angehängt werden. Der Buchstabe "U" ist ein Qualifying Flag, das für Asteroiden mit einem "ungewöhnlichen" Spektrum verwendet wird, das in der numerischen Analyse weit von dem ermittelten Clusterzentrum entfernt ist. Die Notation ":" (einfacher Doppelpunkt) und "::" (zwei Doppelpunkte) werden angehängt, wenn die Spektraldaten "laut" oder "sehr laut" sind. Zum Beispiel hat der Mars-crosser 1747 Wright die Klasse "AU:", was bedeutet, dass es sich um einen A-Typ vom Typ A handelt, der jedoch ein ungewöhnliches und verrauschtes Spektrum aufweist. ^[8]

SMASS-Klassifizierung [ edit ]

Dies ist eine neuere Taxonomie, die von den amerikanischen Astronomen Schelte Bus und Richard Binzel im Jahr 2002 eingeführt wurde. Sie basiert auf der Asteroid Spectroscopic Surveys von 1,447 Asteroiden (SMASS). ^[9] Diese Untersuchung erzeugte Spektren mit einer weit höheren Auflösung als ECAS (siehe Tholen-Klassifizierung oben) und konnte eine Vielzahl schmaler Spektralmerkmale auflösen. Es wurde jedoch ein etwas kleinerer Wellenlängenbereich (0,44 µm bis 0,92 µm) beobachtet. Auch Albedos wurden nicht berücksichtigt. Bei dem Versuch, die Tholen-Taxonomie aufgrund der unterschiedlichen Daten so weit wie möglich einzuhalten, wurden Asteroiden in die unten angegebenen 26 Typen eingeteilt. Was die Tholen-Taxonomie angeht, so fällt die Mehrheit der Körper in die drei großen Kategorien C, S und X, wobei einige ungewöhnliche Körper in mehrere kleinere Typen eingeteilt werden (siehe auch § Übersicht über Tholen und SMASS oben) . :

• C-Gruppe von kohlenstoffhaltigen Objekten umfasst den Asteroid vom C-Typ, den "Standard" der nicht-B-kohlenstoffhaltigen Objekte, den "helleren" A-Typ vom B-Typ, der sich weitgehend mit den Tholen B- und F-Typen überlappt , der Cb-Typ, der zwischen den einfachen C- und B-Typ-Objekten wechselt, und die Cg-, Ch- und Cgh-Typen, die etwas mit dem Tholen-G-Typ zusammenhängen. Das "h" steht für "hydratisiert".
• S-Gruppe von silicace (steinigen) Objekten umfasst den häufigsten Asteroiden vom S-Typ sowie den A-, Q- und R-Typ. Neue Klassen umfassen die Asteroiden vom Typ K (181 Eucharis, 221 Eos) und L-Typ (83 Beatrix). Es gibt auch fünf Klassen, Sa, Sq, Sr, Sk und Sl, die zwischen normalem S-Typ und den anderen entsprechenden Typen in dieser Gruppe wechseln.
• X-Gruppe von meist metallischen Objekten. Dies schließt die häufigsten Asteroiden vom X-Typ sowie den von Tholen klassifizierten M-, E- oder P-Typ ein. Xe, Xc und Xk sind Übergangstypen zwischen den einfachen X- und den entsprechenden E-, C- und K.-Klassen.
• Andere -Spektralklassen umfassen die T-, D- und V-Typen (4 Vesta). . Der Ld-Typ ist eine neue Klasse und weist extremere spektrale Merkmale auf als der A-Sternoid vom L-Typ. Die neue Klasse der Asteroiden vom Typ O wurde seitdem nur dem Asteroiden 3628 Božněmcová zugeordnet.

Es wurde festgestellt, dass eine signifikante Anzahl von kleinen Asteroiden in die Q-, R- und V-Typen fällt, die nur von einem einzigen Körper vertreten wurden im Tholen-Schema. Im Bus- und Binzel-SMASS-Schema wurde nur ein einziger Typ einem bestimmten Asteroid zugeordnet. ^{[ Zitat erforderlich ]}

Farbindizes [ edit

Die Charakterisierung eines Asteroiden umfasst die Messung seiner Farbindizes, die von einem photometrischen System abgeleitet werden. Dazu wird die Helligkeit des Objekts durch verschiedene, wellenlängenspezifische Filter, sogenannte Passbands, gemessen. Im UBV-Photometriesystem, das neben klassischen Asteroiden auch zur Charakterisierung entfernter Objekte verwendet wird, sind die drei grundlegenden Filter:

• U: Durchlassbereich für das ultraviolette Licht
• B: Durchlassbereich für das blaue Licht
• V: Durchlassbereich, der für sichtbares Licht empfindlich ist, insbesondere der grüngelbe Anteil des sichtbaren Lichts

Die Helligkeit eines Objekts wird zweimal durch einen anderen Filter gemessen. Der sich ergebende Unterschied in der Größe wird als Farbindex bezeichnet. Bei Asteroiden sind die U-B- oder B-V-Farbindizes die häufigsten. Darüber hinaus werden auch die Indizes VR, VI und RI verwendet, bei denen die photometrischen Buchstaben für sichtbar (V), rot (R) und Infrarot (I) stehen. Eine photometrische Sequenz wie V – R – B – I kann aus Beobachtungen innerhalb weniger Minuten erhalten werden. ^[10]

Mittlere Farbindizes dynamischer Gruppen im äußeren Sonnensystem ^{[10]: 35}

Color	Plutinos	Cubewanos	Zentauren	SDOs	Kometen	Jupiter-Trojaner
B – V	6999895000000000000 ♠ 0.895 ± 0.190	6999973000000000000 1945 0,973 ± 0,174	6999886000000000000 1945 0.886 ± 0.213	6999875000000000000 1945 0.875 ± 0.159	6999795000000000000 1945 0.795 ± 0.035	6999777000000000000 ♠ 0.777 ± 0.091
V – R	6999568000000000000 1945 0.568 ± 0.106	6999622000000000000 1945 0.622 ± 0.126	6999573000000000000 1945 0.573 ± 0.127	6999553000000000000 1945 0.553 ± 0.132	6999441000000000000 1945 0.441 ± 0.122	6999445000000000000 1945 0,445 ± 0,048
V – I	7000109500000000000 ♠ 1.095 ± 0.201	7000118100000000000 ♠ 1.181 ± 0.237	7000110400000000000 1945 1.104 ± 0.245	7000107000000000000 1945 1.070 ± 0.220	6999935000000000000 1945 0,935 ± 0,141	6999861000000000000 1945 0.861 ± 0.090
R – I	6999536000000000000 1945 0.536 ± 0.135	6999586000000000000 1945 0.586 ± 0.148	6999548000000000000 1945 0.548 ± 0.150	6999517000000000000 1945 0.517 ± 0.102	6999451000000000000 1945 0.451 ± 0.059	6999416000000000000 ♠ 0.416 ± 0.057

Beurteilung bearbeiten

und / oder ersetzt werden, wenn weitere Forschungen durchgeführt werden. Die spektrale Klassifizierung basierend auf den beiden oben genannten spektroskopischen Untersuchungen mit grober Auflösung aus den 1990er Jahren ist jedoch noch immer der Standard. Wissenschaftler konnten sich nicht auf ein besseres taxonomisches System einigen, hauptsächlich aufgrund der Schwierigkeit, detaillierte Messungen für eine große Stichprobe von Asteroiden konsistent zu erhalten (z. B. feinere Auflösungsspektren oder nichtspektrale Daten wie Dichten wären sehr nützlich).

Einige Gruppierungen von Asteroiden wurden mit Meteoritentypen korreliert:

Siehe auch [ edit ]

Referenzen [ ]

1. ^ ^a [19459404] ^{b c} Lazzaro, D .; Angeli, C. A .; Carvano, J. M .; Mothé-Diniz, T .; Duffard, R .; Florczak, M. (November 2004). "S3OS2: die sichtbare spektroskopische Übersicht von 820 Asteroiden" (PDF) . Icarus . 172 (1): 179–220. Bibcode: 2004Icar..172..179L. doi: 10.1016 / j.icarus.2004.06.006 . 22. Dezember 2017 .
2. ^ Chapman, C. R .; Morrison, D .; Zellner, B. (Mai 1975). "Oberflächeneigenschaften von Asteroiden - Eine Synthese aus Polarimetrie, Radiometrie und Spektrophotometrie". Icarus . 25 (1): 104–130. Bibcode: 1975Icar ... 25..104C. doi: 10.1016 / 0019-1035 (75) 90191-8 . 11. Oktober 2018 .
3. ^ Thomas H. Burbine: Asteroiden - Astronomische und Geologische Körper. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-10-709684-4, S.163, Asteroid Taxonomy
4. ^ Bus, S. J .; Vilas, F .; Barucci, M.A. (2002). "Sichtbare Wellenlängenspektroskopie von Asteroiden". Asteroids III . Tucson: Universität von Arizona Press. p. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1.
5. ^ Cellino, A .; Bus, S. J .; Doressoundiram, A .; Lazzaro, D. (März 2002). "Spektroskopische Eigenschaften von Asteroidenfamilien" (PDF) . Asteroids III : 633–643. Bibcode: 2002aste.book..633C . 27. Oktober 2017 .
6. ^ ^{a b} DeMeo, Francesca E .; Binzel, Richard P .; Slivan, Stephen M .; Bus, Schelte J. (Juli 2009). "Eine Erweiterung der Bus-Asteroiden-Taxonomie in den nahen Infrarotbereich" (PDF) . Icarus . 202 (1): 160–180. Bibcode: 2009Icar..202..160D. Doi: 10.1016 / j.icarus.2009.02.005. Nach dem Original am 17. März 2014 archiviert . 28. März 2018 . (Katalogarchiv 2018-03-29 bei der Wayback Machine bei PDS)
7. ^ Tholen, D. J. (1989). "Asteroide taxonomische Klassifikationen". Asteroids II . Tucson: Universität von Arizona Press. S. 1139–1150. ISBN 978-0-8165-1123-5.
8. ^ ^{a b c Tholen. "Taxonomische Klassifikationen von Asteroiden - Hinweise" . 6. Januar 2019 .}
9. ^ Bus, Schelte J .; Binzel, Richard P. (Juli 2002). "Phase II der Asteroidspektroskopie mit kleinem Hauptgürtel. Eine auf Merkmalen basierende Taxonomie". Icarus . 158 (1): 146–177. Bibcode: 2002Icar..158..146B. doi: 10.1006 / icar.2002.6856 . 11. Oktober 2018 .
10. ^ ^{a b} Fornasier, S .; Dotto, E .; Hennegau, O .; Marzari, F .; Boehnhardt, H .; De Luise, F .; et al. (Oktober 2007). "Sichtbare spektroskopische und photometrische Übersicht über Jupiter-Trojaner: Endgültige Ergebnisse zu dynamischen Familien" (PDF) . Icarus . 190 (2): 622–642. arXiv: 0704.0350 . Bibcode: 2007Icar..190..622F. doi: 10.1016 / j.icarus.2007.03.033.

Externe Links [ edit ]