Спектральный класс астероида присваивается астероидам на основании их спектра излучения, цвета и иногда альбедо. Считается, что эти типы соответствуют составу поверхности астероида. Для небольших тел, которые не отличаются внутренне, поверхностный и внутренний состав предположительно схожи, в то время как известно, что большие тела, такие как Церера и Веста, имеют внутреннюю структуру. За прошедшие годы был проведен ряд исследований, в результате которых был разработан набор различных таксономических систем, таких как Толен, SMASS и Классификация Bus – DeMeo.
В 1975 году астрономы Кларк Р. Чепмен, Дэвид Моррисон и Бен Зеллнер разработали простую таксономическую систему для астероидов, основанную на по цвету, альбедо и форме спектра. Эти три категории были помечены «C » для темных углеродистых объектов, «S » для каменных (кремнистых) объектов и «U» для тех, которые не вписывались ни в C, ни в S. Это основное разделение спектров астероидов с тех пор было расширено и уточнено. В настоящее время существует ряд схем классификации, 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:
Класс Tholen | SMASSII. (Bus Class) | Альбедо | Спектральные характеристики |
---|---|---|---|
A | A | умеренный | Очень крутой красный наклон ближе к 0,75 мкм; умеренно глубокая абсорбционная характеристика по длине 0,75 мкм. |
B, F | B | low | 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 | low | Линейные, обычно безликие спектры. Различия в характеристиках УФ-поглощения и наличие / отсутствие узкой характеристики поглощения около 0,7 мкм. |
D | D | low | 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 ближе к 0,7 мкм; глубокая, закругленная абсорбционная деталь по длине 0,75 мкм. |
R | R | 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 наклон 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. |
T | T | низкая | Умеренно красноватая, короткая 0,75 мкм; квартира после. |
V | V | умеренная | красноватая короткая 0,7 мкм; чрезвычайно глубокая абсорбция по длине 0,75 мкм. |
— | K | умеренный | Умеренно крутой красный наклон ближе к 0,75 мкм; плавно изогнутый максимум и от плоского до голубоватого цвета 0,75 мкм, с небольшой кривизной или без нее. |
— | L, Ld | умеренный | Очень крутой красный уклон менее 0,75 мкм; плоский по длине 0,75 мкм; различия в пиковом уровне. |
— | O | — | Своеобразная тенденция, известная пока по очень немногим астероидам. |
Спектроскопическое исследование малых объектов Солнечной системы (SOS или S3OS2, также известное как классификация Лаззаро ) обнаружило 820 астероидов, используя первые 1,52-метровый телескоп ESO в обсерватории Ла Силья в 1996–2001 годах. В этом обзоре применялась таксономия Толена и Бинзеля (SMASS) к наблюдаемым объектам, многие из которых ранее не были классифицированы. Для классификации типа Толена в исследовании был введен новый «тип Caa», который показывает широкую полосу поглощения, указывающую на водное изменение поверхности тела. Класс Caa соответствует C-типу Толена и гидратированному Ch-типу SMASS (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.
Классификация Bus-DeMeo - это астероид Таксономическая система, разработанная Франческой ДеМео, Шелте Бус и Стивеном Сливаном в 2009 году. Она основана на характеристиках спектра отражения 371 астероида, измеренных на длине волны 0,45–2,45 микрометры. Эта система из 24 классов представляет новый тип «Sv» и основана на анализе главных компонентов в соответствии с таксономией SMASS, которая сама основана на классификации Толена.
Наиболее широко используемой таксономией 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 во время Восьмицветный обзор астероидов (ECAS ) в 1980-х годах в сочетании с измерениями альбедо. Первоначальная формулировка была основана на 978 астероидах. Схема Толена включает 14 типов, при этом большинство астероидов попадает в одну из трех широких категорий и несколько меньших типов (см. Также § Обзор Толена и SMASS выше). Типы, самые крупные экземпляры указаны в скобках:
Таксономия Толена может включать до четырех букв (например, «SCTU»). В схеме классификации используется буква «I» для «несовместимых» спектральных данных, и ее не следует путать со спецификацией. тип трал. Примером может служить фемистийский астероид 515 Athalia, который на момент классификации был непоследовательным, поскольку спектр и альбедо тела соответствовали каменному и углеродистому астероиду соответственно. Когда основной числовой анализ цвета был неоднозначным, объектам присваивалось два или три типа, а не только один (например, «CG» или «SCT»), при этом последовательность типов отражает порядок увеличения числового стандартного отклонения с наилучшим соответствием спектрального тип упоминается первым. Таксономия Толена также имеет дополнительные обозначения, добавленные к спектральному типу. Буква «U» - это квалификационный флаг, используемый для астероидов с «необычным» спектром, который находится далеко от центра скопления, определенного при численном анализе. Обозначения «:» (одиночное двоеточие) и «::» (два двоеточия) добавляются, если спектральные данные «зашумлены» или «очень зашумлены», соответственно. Например, пересекающий Марс 1747 Wright имеет класс «AU:», что означает, что это астероид A-типа, хотя и с необычным и шумным спектром.
Это более поздняя таксономия, введенная американскими астрономами Шелте Бус и Ричард Бинзель в 2002 году на основе Small Main -Спектроскопический обзор астероидов (SMASS) 1447 астероидов. Этот обзор дал спектры с гораздо более высоким разрешением, чем ECAS (см. классификацию Толена выше), и смог разрешить множество узких спектральных особенностей. Однако наблюдался несколько меньший диапазон длин волн (от 0,44 мкм до 0,92 мкм). Также не учитывались альбедо. Пытаясь максимально придерживаться таксономии Толена с учетом различных данных, астероиды были разделены на 26 типов, указанных ниже. Что касается таксономии Толена, большинство тел попадает в три широкие категории C, S и X, с несколькими необычными телами, разделенными на несколько меньших типов (также см. § Обзор Толена и SMASS выше) :
. Было обнаружено, что значительное количество небольших астероидов упало в Q, R и Типы V, которые были представлены только одним телом в схеме Толена. В схеме SMASS Буса и Бинцеля только один тип был назначен какому-либо конкретному астероиду.
Характеристика астероида включает измерение его цветовых индексов получено из фотометрической системы. Это достигается путем измерения яркости объекта с помощью набора различных фильтров, зависящих от длины волны, так называемых полос пропускания. В фотометрической системе UBV, которая также используется для характеристики далеких объектов в дополнение к классическим астероидам, тремя основными фильтрами являются:
Цвета | фиолетовый | синий | зеленый | желтый | оранжевый | красный |
---|---|---|---|---|---|---|
Длины волн | 380–450 нм | 450–495 нм | 495–570 нм | 570–590 нм | 590–620 нм | 620–750 нм |
В При наблюдении яркость объекта измеряется дважды через другой фильтр. Результирующая разница в величине называется цветовым индексом . Для астероидов наиболее распространены показатели цвета U – B или B – V. Кроме того, индексы V – R, V – I и R – I, где фотометрические буквы обозначают видимый (V), красный (R) и инфракрасный (I), также используются. Фотометрическая последовательность, такая как V – R – B – I, может быть получена из наблюдений в течение нескольких минут.
Цвет | 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 |
В– 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 |
Ожидается, что эти схемы классификации будут уточняться и / или заменяться по мере продвижения дальнейших исследований. Однако на данный момент спектральная классификация, основанная на двух вышеупомянутых спектроскопических обзорах с грубым разрешением 1990-х годов, по-прежнему является стандартной. Ученые не смогли прийти к соглашению о лучшей таксономической системе, в основном из-за сложности получения подробных измерений последовательно для большой выборки астероидов (например, спектры с более высоким разрешением или неспектральные данные, такие как плотности, были бы очень полезны).
Некоторые группы астероидов соотносятся с типами метеоритов :