Tipos espectrales de asteroides

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Se asigna un tipo espectral de asteroide a los asteroides en función de su espectro de emisión , color y, a veces, albedo . Se cree que estos tipos corresponden a la composición de la superficie de un asteroide. Para los cuerpos pequeños que no se diferencian internamente, la superficie y las composiciones internas son presumiblemente similares, mientras que se sabe que los cuerpos grandes como Ceres y Vesta tienen estructura interna. A lo largo de los años, ha habido una serie de estudios que dieron como resultado un conjunto de diferentes sistemas taxonómicos, como la clasificación de Tholen , SMASS y Bus-DeMeo . [1]

Sistemas taxonómicos [ editar ]

En 1975, los astrónomos Clark R. Chapman , David Morrison y Ben Zellner desarrollaron un sistema taxonómico simple para asteroides basado en el color , el albedo y la forma espectral . Las tres categorías fueron etiquetadas como " C " para objetos carbonosos oscuros, " S " para objetos pedregosos (silíceos) y "U" para aquellos que no encajaban ni en C ni en S. [2] Esta división básica de los espectros de asteroides se ha desarrollado desde entonces. ha sido ampliado y aclarado. [3] Actualmente existen varios sistemas de clasificación, [4]y aunque se esfuerzan por mantener cierta coherencia mutua, bastantes asteroides se clasifican en diferentes clases según el esquema particular. Esto se debe al uso de diferentes criterios para cada enfoque. Las dos clasificaciones más utilizadas se describen a continuación:

Descripción general de Tholen y SMASS [ editar ]

Resumen de clases taxonómicas de asteroides [5]
Clase TholenSMASSII
(clase de autobús)
AlbedoCaracterísticas espectrales
AAmoderarPendiente roja muy escarpada de menos de 0,75 μm; característica de absorción moderadamente profunda a lo largo de 0,75 μm.
B , FBbajoEspectros lineales, generalmente sin rasgos distintivos. Diferencias en las características de absorción de UV y presencia / ausencia de características de absorción estrecha cercanas a 0,7 μm.
C , GC, Cb, Ch, Cg, ChgbajoEspectros lineales, generalmente sin rasgos distintivos. Diferencias en las características de absorción de UV y presencia / ausencia de características de absorción estrecha cercanas a 0,7 μm.
DDbajoEspectro relativamente sin rasgos distintivos con pendiente roja muy pronunciada.
E , M , PX , Xc, Xe, Xkde bajo (P)
a muy alto (E)
Espectro generalmente sin rasgos con pendiente rojiza; diferencias en las características de absorción sutiles y / o curvatura espectral y / o reflectancia relativa máxima.
QQmoderarPendiente rojiza de menos de 0,7 μm; característica de absorción profunda y redondeada a lo largo de 0,75 μm.
RRmoderarPendiente rojiza moderada hacia abajo de 0,7 μm; absorción profunda a lo largo de 0,75 μm.
SS, Sa, Sk, Sl, Sq, SrmoderarPendiente rojiza moderadamente empinada hacia abajo de 0,7 μm; absorción de moderada a pronunciada a lo largo de 0,75 μm; pico de reflectancia a 0,73 μm. Subgrupos de autobuses intermedios entre las clases S y A, K, L, Q, R.
TTbajoModeradamente rojizo de menos de 0,75 μm; plano después.
VVmoderarRojizo más corto de 0,7 μm; Absorción extremadamente profunda a lo largo de 0,75 μm.
-KmoderarPendiente roja moderadamente empinada de menos de 0,75 μm; máximo suavemente en ángulo y plano a azulado a lo largo de 0,75 μm, con poca o ninguna curvatura.
-L , LdmoderarPendiente roja muy escarpada de menos de 0,75 μm; plano hacia el largo de 0,75 μm; diferencias en el nivel máximo.
-O-Tendencia peculiar, conocida hasta ahora por muy pocos asteroides.

Clasificación S3OS2 [ editar ]

El estudio espectroscópico de objetos del sistema solar pequeño (S 3 OS 2 o S3OS2, también conocido como la clasificación de Lazzaro ) observó 820 asteroides, utilizando el antiguo telescopio ESO de 1,52 metros en el Observatorio La Silla durante 1996-2001. [1] Esta encuesta aplicó la taxonomía de Tholen y Bus – Binzel (SMASS) a los objetos observados, muchos de los cuales no habían sido clasificados previamente. Para la clasificación tipo Tholen, la encuesta introdujo un nuevo "tipo Caa", que muestra una amplia banda de absorción asociada que indica una alteración acuosa de la superficie del cuerpo. La clase Caa corresponde al tipo C de Tholen y al SMASS 'hidratado tipo Ch (incluidos algunos tipos Cgh, Cg y C), y se asignó a 106 cuerpos o al 13% de los objetos encuestados. Además, S3OS2 usa la clase K para ambos esquemas de clasificación, un tipo que no existe en la taxonomía de Tholen original. [1]

Clasificación Bus-DeMeo [ editar ]

La clasificación Bus-DeMeo es un sistema taxonómico de asteroides diseñado por Francesca DeMeo , Schelte Bus y Stephen Slivan en 2009. [6] Se basa en las características del espectro de reflectancia para 371 asteroides medidos en una longitud de onda de 0,45 a 2,45 micrómetros. Este sistema de 24 clases introduce un nuevo tipo "Sv" y se basa en un análisis de componentes principales, de acuerdo con la taxonomía SMASS, que a su vez se basa en la clasificación de Tholen. [6]

Clasificación de Tholen [ editar ]

La taxonomía más utilizada durante más de una década ha sido la de David J. Tholen , propuesta por primera vez en 1984. Esta clasificación se desarrolló a partir de espectros de banda ancha (entre 0,31 μm y 1,06 μm) obtenidos durante el Estudio de asteroides de ocho colores ( ECAS ) en la década de 1980, en combinación con mediciones de albedo . [7] La formulación original se basó en 978 asteroides. El esquema de Tholen incluye 14 tipos con la mayoría de los asteroides que se encuentran en una de tres categorías amplias y varios tipos más pequeños (ver también el § Descripción general de Tholen y SMASS más arriba) . Los tipos son, con sus ejemplos más grandes entre paréntesis:

Grupo C [ editar ]

Los asteroides del grupo C son objetos carbonosos oscuros . La mayoría de los cuerpos de este grupo pertenecen al tipo C estándar (p. Ej., 10 Hygiea ) y al tipo B algo más "brillante" ( 2 Pallas ). El tipo F ( 704 Interamnia ) y el tipo G ( 1 Ceres ) son mucho más raros. Otras clases de bajo albedo son los tipos D ( 624 Hektor ), que se ven típicamente en el cinturón de asteroides exterior y entre los troyanos de Júpiter , así como los raros asteroides de tipo T ( 96 Aegle ) del cinturón principal interior.

Grupo S [ editar ]

Los asteroides con un tipo S ( 15 Eunomia , 3 Juno ) son objetos silíceos (o "pedregosos"). Otro grupo grande son los de tipo V de aspecto pedregoso ( 4 Vesta ), también conocidos como "vestoides" más comunes entre los miembros de la gran familia Vesta , que se cree que se originaron en un gran cráter de impacto en Vesta. Otras clases pequeñas incluyen los asteroides tipo A ( 246 Asporina ), tipo Q ( Apollo 1862 ) y tipo R ( 349 Dembowska ).

Grupo X [ editar ]

El grupo paraguas de asteroides de tipo X se puede dividir en tres subgrupos, dependiendo del grado de reflectividad del objeto (oscuro, intermedio, brillante). Los más oscuros están relacionados con el grupo C, con un albedo por debajo de 0,1. Se trata del tipo P "primitivo" ( 259 Aletheia , 190 Ismene ), que se diferencia del tipo M "metálico" ( 16 Psyche ) con un albedo intermedio de 0,10 a 0,30, y del tipo E brillante "enstatita" asteroide , visto principalmente entre los miembros de la familia Hungaria en la región más interna del cinturón de asteroides.

Características taxonómicas [ editar ]

La taxonomía de Tholen puede abarcar hasta cuatro letras (por ejemplo, "SCTU"). El esquema de clasificación usa la letra "I" para datos espectrales "inconsistentes" y no debe confundirse con un tipo espectral. Un ejemplo es el asteroide Themistian 515 Athalia , que, en el momento de la clasificación, era inconsistente, ya que el espectro y el albedo del cuerpo eran los de un asteroide pedregoso y carbonoso, respectivamente. [8] Cuando el análisis de color numérico subyacente era ambiguo, a los objetos se les asignaban dos o tres tipos en lugar de solo uno (por ejemplo, "CG" o "SCT"), por lo que la secuencia de tipos refleja el orden de desviación estándar numérica creciente, con la el tipo espectral que mejor se ajusta se menciona primero. [8]La taxonomía de Tholen también tiene notaciones adicionales, agregadas al tipo espectral. La letra "U" es una bandera calificativa, utilizada para asteroides con un espectro "inusual", que cae lejos del centro del cúmulo determinado en el análisis numérico. La notación ":" (dos puntos simples) y "::" (dos dos puntos) se agregan cuando los datos espectrales son "ruidosos" o "muy ruidosos", respectivamente. Por ejemplo, el 1747 Wright que cruza Marte tiene una clase "AU:", lo que significa que es un asteroide de tipo A , aunque con un espectro inusual y ruidoso. [8]

Clasificación SMASS [ editar ]

Esta es una taxonomía más reciente introducida por los astrónomos estadounidenses Schelte Bus y Richard Binzel en 2002, basada en el Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS) de 1.447 asteroides. [9] Este estudio produjo espectros de una resolución mucho más alta que ECAS (ver clasificación de Tholen más arriba) , y fue capaz de resolver una variedad de características espectrales estrechas. Sin embargo, se observó un rango de longitudes de onda algo menor (0,44 µm a 0,92 µm). Además, albedosno fueron considerados. Intentando mantener la taxonomía de Tholen tanto como fuera posible dados los datos diferentes, los asteroides se clasificaron en los 26 tipos que se indican a continuación. En cuanto a la taxonomía de Tholen, la mayoría de los cuerpos caen en las tres categorías amplias C, S y X, con algunos cuerpos inusuales categorizados en varios tipos más pequeños (ver también el § Resumen de Tholen y SMASS arriba) :

  • El grupo C de objetos carbonosos incluye el asteroide tipo C , el más "estándar" de los objetos carbonosos no B, el asteroide tipo B "más brillante" quese superpone en gran medida con lostiposTholen B y F , el tipo Cb que transición entre los objetos simples de tipo C y B, y los tipos Cg, Ch y Cgh que están algo relacionados con el tipo G de Tholen. La "h" significa "hidratado".
  • S-grupo de silicaceous (grava) objetos incluye el más común asteroide de tipo S , así como el A- , Q- , y R tipos . Las nuevas clases incluyen los asteroides tipo K ( 181 Eucharis , 221 Eos ) y tipo L ( 83 Beatrix ). También hay cinco clases, Sa, Sq, Sr, Sk y Sl que hacen la transición entre el tipo S simple y los otros tipos correspondientes en este grupo.
  • Grupo X de objetos principalmente metálicos. Esto incluye los asteroides de tipo X más comunes , así como los de tipo M, E o P según la clasificación de Tholen. Las Xe, Xc y Xk son tipos de transición entre las clases X- y las correspondientes clases E , C y K.
  • Otras clases espectrales incluyen los tipos T , D y V ( 4 Vesta ). El tipo Ld es una clase nueva y tiene características espectrales más extremas que el asteroide de tipo L . Desde entonces, la nueva clase de asteroides de tipo O solo ha sido asignada al asteroide 3628 Božněmcová .

Se encontró que un número significativo de pequeños asteroides pertenecían a los tipos Q , R y V , que estaban representados por un solo cuerpo en el esquema de Tholen. En el esquema de Bus y Binzel SMASS, solo se asignó un tipo a un asteroide en particular. [ cita requerida ]

Índices de color [ editar ]

La caracterización de un asteroide incluye la medición de sus índices de color derivados de un sistema fotométrico . Esto se hace midiendo el brillo del objeto a través de un conjunto de diferentes filtros específicos de longitud de onda, las llamadas bandas de paso. En el sistema fotométrico UBV , que también se utiliza para caracterizar objetos distantes además de los asteroides clásicos, los tres filtros básicos son:

  • U: banda de paso para la luz ultravioleta
  • B: banda de paso para la luz azul
  • V: banda de paso sensible a la luz visible , más específicamente la porción verde-amarilla de la luz visible
Longitudes de onda de la luz visible
ColoresVioletaazulverdeamarillonaranjarojo
Longitudes de onda380–450 nm450–495 nm495–570 nm570–590 nm590–620 nm620–750 nm

En una observación, el brillo de un objeto se mide dos veces a través de un filtro diferente. La diferencia de magnitud resultante se llama índice de color . Para los asteroides, los índices de color U – B o B – V son los más comunes. Además, también se utilizan los índices V – R, V – I y R – I, donde las letras fotométricas representan visible (V), rojo (R) e infrarrojo (I). Se puede obtener una secuencia fotométrica como V – R – B – I a partir de observaciones en unos pocos minutos. [10]

Índices de color medio de grupos dinámicos en el Sistema Solar exterior [10] : 35
ColorPlutinosCubewanosCentaurosSDOCometasTroyanos de Júpiter
B – V0,895 ± 0,1900,973 ± 0,1740,886 ± 0,2130,875 ± 0,1590,795 ± 0,0350,777 ± 0,091
V – R0,568 ± 0,1060,622 ± 0,1260,573 ± 0,1270,553 ± 0,1320,441 ± 0,1220,445 ± 0,048
V – I1.095 ± 0.2011,181 ± 0,2371,104 ± 0,2451.070 ± 0.2200,935 ± 0,1410,861 ± 0,090
RHODE ISLAND0,536 ± 0,1350,586 ± 0,1480,548 ± 0,1500,517 ± 0,1020,451 ± 0,0590,416 ± 0,057

Tasación [ editar ]

Se espera que estos esquemas de clasificación sean refinados y / o reemplazados a medida que avanza la investigación. Sin embargo, por ahora, la clasificación espectral basada en los dos estudios espectroscópicos de resolución gruesa anteriores de la década de 1990 sigue siendo el estándar. Los científicos no han podido ponerse de acuerdo sobre un mejor sistema taxonómico, en gran parte debido a la dificultad de obtener mediciones detalladas de manera consistente para una muestra grande de asteroides (por ejemplo, espectros de resolución más fina o datos no espectrales como densidades serían muy útiles).

Algunas agrupaciones de asteroides se han correlacionado con tipos de meteoritos :

Ver también [ editar ]

Referencias [ editar ]

  1. ^ a b c Lazzaro, D .; Angeli, CA; Carvano, JM; Mothé-Diniz, T .; Duffard, R .; Florczak, M. (noviembre de 2004). "S3OS2: el estudio espectroscópico visible de 820 asteroides" (PDF) . Ícaro . 172 (1): 179–220. Código bibliográfico : 2004Icar..172..179L . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.06.006 . Consultado el 22 de diciembre de 2017 .
  2. ^ Chapman, CR; Morrison, D .; Zellner, B. (mayo de 1975). "Propiedades de la superficie de los asteroides: una síntesis de polarimetría, radiometría y espectrofotometría". Ícaro . 25 (1): 104–130. Bibcode : 1975Icar ... 25..104C . doi : 10.1016 / 0019-1035 (75) 90191-8 .
  3. ^ Thomas H. Burbine: Asteroides - Cuerpos astronómicos y geológicos. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-10-709684-4 , p.163, Taxonomía de asteroides 
  4. ^ Autobús, SJ; Vilas, F .; Barucci, MA (2002). "Espectroscopia de longitud de onda visible de asteroides". Asteroides III . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona . pag. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  5. ^ Cellino, A .; Autobús, SJ; Doressoundiram, A .; Lazzaro, D. (marzo de 2002). "Propiedades espectroscópicas de familias de asteroides" (PDF) . Asteroides III : 633–643. Código Bibliográfico : 2002aste.book..633C . Consultado el 27 de octubre de 2017 .
  6. a b DeMeo, Francesca E .; Binzel, Richard P .; Slivan, Stephen M .; Bus, Schelte J. (julio de 2009). "Una extensión de la taxonomía de asteroides Bus en el infrarrojo cercano" (PDF) . Ícaro . 202 (1): 160–180. Código Bibliográfico : 2009Icar..202..160D . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.02.005 . Archivado desde el original el 17 de marzo de 2014 . Consultado el 28 de marzo de 2018 . ( Catálogo en PDS )
  7. ^ Tholen, DJ (1989). "Clasificaciones taxonómicas de asteroides". Asteroides II . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 1139-1150. ISBN 978-0-8165-1123-5.
  8. ^ a b c David J. Tholen. "Clasificaciones taxonómicas de asteroides - notas" . Consultado el 6 de enero de 2019 .
  9. ^ Autobús, Schelte J .; Binzel, Richard P. (julio de 2002). "Fase II de la encuesta espectroscópica de asteroides del cinturón principal pequeño. Una taxonomía basada en características". Ícaro . 158 (1): 146-177. Código Bibliográfico : 2002Icar..158..146B . doi : 10.1006 / icar.2002.6856 .
  10. a b Fornasier, S .; Dotto, E .; Hainaut, O .; Marzari, F .; Boehnhardt, H .; De Luise, F .; et al. (Octubre de 2007). "Levantamiento espectroscópico y fotométrico visible de troyanos de Júpiter: resultados finales sobre familias dinámicas". Ícaro . 190 (2): 622–642. arXiv : 0704.0350 . Código Bibliográfico : 2007Icar..190..622F . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.03.033 .

Enlaces externos [ editar ]