Спектрална класификација на астероидите

Спектрален тип или спектрална класа — видовна поделба на астероидите според нивниот оддавен спектар, боја, а понекогаш и светлоодбојност (албедо) и се во склад со површинскиот состав на астероидот. Кај помалите астероиди, разликата во составот на површината и внатрешноста е премногу слична за да се прави разлика, но големите тела како Церера и Веста имаат јасна внатрешна структура. Постојат повеќе типолошки системи за оваа поделба, како што се Толеновиот, SMASS и Бас-Демеовиот.

Современи класификации[уреди | уреди извор]

Денешната класификација ја отпочнале американските астрономи Кларк Чапман, Дејвид Морисон и Бен Целнер во 1975 г. со три категории:^[1] C за темни јаглеродни објекти, S за каменести (силикатни) објекти и U за останатите. Подоцна класификацијата е проширена и појаснета.

Тековно постојат повеќе класификации,^[2] кои, иако се стремат да бидат складни една на друга, сепак ставаат некои астероиди во различни класи поради поинаквите критериуми во приодот. Двете најзастапени класификации се објаснети подолу:

Толенова класификација[уреди | уреди извор]

Најкористената типологија во поново време е онаа на американскиот астроном Дејвид Толен, првпат предложена во 1984 г. Разработена е од широкопојасни спектри (помеѓу 0,31 и 1,06 μм) добиени во Осумбојниот преглед на астероиди или ЕКАС (Eight-Color Asteroid Survey, ECAS) направен во таа деценија, заедно со мерењата на албедото.^[3] Првичната разработка се заснова на податоците од 978 астероиди.

Спектрални типови[уреди | уреди извор]

Во оваа шема се опфатени 14 типа поделени на три главни категории, но и некои споредни типови. Еве ги типовите со некои поголеми примери:

група C — темен јаглероден објект.
- тип B (2 Палада)
- тип F (704 Интерамнија)
- тип G (1 Церера)
- тип C (10 Хигија) — највеќето преостанати стандардни астероиди од типот C.
тип S (15 Евномија, 3 Јунона) — силикатни (или „каменести“) објекти.
група X
- тип M (16 Психа) — металести објекти, трета група по бројност.
- тип E (44 Ниса, 55 Пандора) — се разликуваат од типот M претежно по високото албедо
- тип P (259 Алетеја, 190 Исмена; CP: 324 Бамберга) — се разликуваат од типот M претежно по ниското албедо

и споредните класи:

Недоследност во податоците[уреди | уреди извор]

Толеновата класификација ги бележи недоследните спектрални податоци со „I“, што не е спектрален тип само по себе. На пример, астероидот 515 Аталија има спектар на каменест, а албедо на јаглероден астероид, и затоа ја носи таа ознака.^[4]

Мешани типови[уреди | уреди извор]

Некои објекти имаат мешани ознаки (на пр. CG) кога имаат својства од разни типови.

Изменители[уреди | уреди извор]

Толеновата класификација ги користи следниве знаци кои се придодаваат кон спектралниот тип:^[4]

U → астероидот има необичен спектар, кој се наоѓа далеку од средиштето на јатото
: → шумливи спектрални податоци
:: → многу шумливи спектрални податоци

На пример, марсопреминувачот 1747 Рајт е од класата AU:, што значи дека е астероид од типот A, но со необичен и шумлив спектар.

SMASS[уреди | уреди извор]

Оваа е понова типологија воведена од Шелте Џ. Бас и Ричард П. Бинцел во 2002 г. на основа на Спектроскопскиот преглед на мали астероиди од главниот појас или SMASS (Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey) кој опфаќа 1.447 астероиди.^[5] Прегледот дал спектри со многу повисока разделна моќ од ЕКАС и да утврди разни потесни спектарски особини, но во малку помал опсег (0,44 до 0,92 μм). SMASS не ги зема предвид албедата. Трудејќи се да се држат до Толеновата типологија поради овие разлики, стручњаците утврдиле 26 типа во три главни категории (C, S и X), како и помал број необични тела во споредни типови:

групата C — јаглеродни објекти, вклучувајќи ги:
- тип B — во голема мера се совпаѓаат со Толеновите типови B и F.
- тип C — најстандардниот од јаглеродните објекти вон групата B
- Cg, Ch и Cgh — донекаде сродни на Толеновиот тип G
- Cb — преодни објекти помеѓу обичните типови C и B.
група S — силикатни (каменести) објекти, вклучувајќи ги:
- тип A
- тип Q
- тип R
- тип K (181 Евхарида, 221 Еос)
- тип L (83 Беатриса)
- тип S — најстандардните од групата S
- Sa, Sq, Sr, Sk и Sl — преодни објекти помеѓу обично S и други типови од групата.
група X — претежно металести објекти, вклучувајќи ги:
- тип X — најстандардните од групата X, меѓу кои објекти од Толеновите типови M, E и P.
- Xe, Xc, и Xk — преодни типови помеѓу обично X и типовите со соодветни букви.
тип T
тип D
тип Ld — нов тип со покестремни спектарски особини од типот L
тип O — мала категорија (3628 Божњемцова)
тип V (4 Веста)

Значаен број мали астероиди спаѓаат во типовите Q, R и V, претставени само со едно тело во Толеновиот систем. Во оваа шема SMASS, Бас и Бинцел на секој астероид му задаваат само еден тип (т.е. нема мешани).

Неколку околуземски тела имаат спектри кои значително се разликуваат од сите класи по SMASS. Ова се должи на тоа што тие се многу помали од оние во астероидниот појас и затоа веројатно имаат помлади и помалку видоизменети површини, или пак минералниот состав им е помалку разновиден.

Бојни показатели[уреди | уреди извор]

Во еден фотометрички систем, сјајноста на еден објект се изразува преку збир различни брановодолжински филтри (пропусни појаси). Во фотометричкиот систем UBV (ултравиолетова, сина, видлива), се применуваат три филтри:

U: пропусен појас за ултравиолетова светлина
B: пропусен појас за сина светлина
V: пропусен појас чувствителен на видлива светлина, поточно на нејзиниот зелено-жолт дел

При набљудување, сјајноста на објектот се мери двапати со различни филтри. Добиената разлика во величина се нарекува боен показател. Најчесто се користат показателите U–B и B–V. Покрај нив, се користи и показателот R–I, каде „R“ значи „црвена“, а „I“ значи „инфрацрвена“.

Бранови должини на видливата светлина
Бои	виолетова	сина	зелена	жолта	портокалова	црвена
Бранови должини	380–450 нм	450–495 нм	495–570 нм	570–590 нм	590–620 нм	620–750 нм

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

↑ Chapman, C. R.; Morrison, D.; Zellner, B. (1975). „Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry“. Icarus. 25 (1): 104–130. Bibcode:1975Icar...25..104C. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8.
↑ Bus, S. J.; Vilas, F.; Barucci, M. A. (2002). „Visible-wavelength spectroscopy of asteroids“. Asteroids III. Tucson: University of Arizona Press. стр. 169. ISBN 0-8165-2281-2.
↑ Tholen, D. J. (1989). „Asteroid taxonomic classifications“. Asteroids II. Tucson: University of Arizona Press. стр. 1139–1150. ISBN 0-8165-1123-3.
↑ ^4,0 ^4,1 David J. Tholen. „Taxonomic Classifications Of Asteroids – Notes“. Посетено на 24 August 2017.
↑ Bus, S. J.; Binzel, R. P. (2002). „Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy“. Icarus. 158 (1): 146–177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856.

[Chapman1975-1] Chapman, C. R.; Morrison, D.; Zellner, B. (1975). „Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry“. Icarus. 25 (1): 104–130. Bibcode:1975Icar...25..104C. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8.

[BusAsteroidsIII-2] Bus, S. J.; Vilas, F.; Barucci, M. A. (2002). „Visible-wavelength spectroscopy of asteroids“. Asteroids III. Tucson: University of Arizona Press. стр. 169. ISBN 0-8165-2281-2.

[Tholen1989-3] Tholen, D. J. (1989). „Asteroid taxonomic classifications“. Asteroids II. Tucson: University of Arizona Press. стр. 1139–1150. ISBN 0-8165-1123-3.

[Tholen-Taxonomic-notations-4] 4,0 ^4,1 David J. Tholen. „Taxonomic Classifications Of Asteroids – Notes“. Посетено на 24 August 2017.

[Bus2002-5] Bus, S. J.; Binzel, R. P. (2002). „Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy“. Icarus. 158 (1): 146–177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]