小行星光譜類型
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
| 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[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:"，這意味着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像度遠遠高於ECAS（見上文托倫分類），並能夠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）:
- C群：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）。Ld型是一種具有比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[來源請求]。
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。
| 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]。
| 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 | 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 |
評價
隨着進一步的研究進展，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年代兩次低解像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，更精細的解像度光譜，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. （原始內容存檔 (PDF)於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.
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- ^ 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
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外部連結
- Asteroid spectrum classification using Bus-DeMeo taxonomy （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, Planetary Spectroscopy at MIT (2017)
