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。
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。這種小行星光譜的基本劃分日後得到了擴展和闡明。現時存在許多分類方案,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
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,S3OS2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。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。
巴斯–德梅奧分類
巴斯–德梅奧分類是由、和於2009年設計的小行星分類系統。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。
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。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。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。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)。
SMASS 分類法
這是美國天文學家和基於對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。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):
- :含碳天體包括(C-型小行星),最"標準"的非B型碳質天物體。"較亮的" (B-型小行星)很大程度上與托倫的B型和(F型)重疊。在普通C型和B型天體之間過渡的Cb型,以及與托倫的(G型)有點相關的Cg、Ch和Cgh型。;"h"代表"水合"。
- S-群:包括最常見的矽質(石質)(S-型小行星),以及(A-型)、(Q-型),和(R-型)。新類型包括(K型)((181 訣女星)、(221 曙神星))和(L-型)((83 欣女星))小行星。還有五類,Sa、Sq、Sr、Sk和Sl,它們在普通S型和該群中的其它相應類型之間轉換。
- X-群:主要由金屬天體組成。這包括最常見的(X-型小行星),以及托倫分類的M型、E型或P型。Xe、Xc和Xk是普通X-型和對應X-型之間的過渡類型,相當於(E型)、(C型)和(K型)。
- 其它:光譜型包括(T型)、(D型),和(V型)((4 灶神星))。是一種具有比(L-型小行星)更新的類別。新型的(O-型小行星)迄今只有小行星(3628 Božněmcová)。
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。
色指數
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,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。
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。
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 | 特洛伊小行星 (Jupiter trojan) |
---|---|---|---|---|---|---|
B–V | ±0.190 0.895 | ±0.174 0.973 | ±0.213 0.886 | ±0.159 0.875 | ±0.035 0.795 | ±0.091 0.777 |
V–R | ±0.106 0.568 | ±0.126 0.622 | ±0.127 0.573 | ±0.132 0.553 | ±0.122 0.441 | ±0.048 0.445 |
V–I | ±0.201 1.095 | ±0.237 1.181 | ±0.245 1.104 | ±0.220 1.070 | ±0.141 0.935 | ±0.090 0.861 |
R–I | ±0.135 0.536 | ±0.148 0.586 | ±0.150 0.548 | ±0.102 0.517 | ±0.059 0.451 | ±0.057 0.416 |
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
- (小行星採礦)
參考資料
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外部連結
- 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)
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