Tipos espectrales de asteroides

Se asigna un tipo espectral a los asteroides en función de su espectro de reflectancia , color y, a veces, albedo . Se cree que estos tipos corresponden a la composición de la superficie del asteroide. En el caso de cuerpos pequeños que no presentan diferenciación interna , se presume que la composición superficial e interna son similares, mientras que se sabe que los cuerpos grandes, como Ceres y Vesta, poseen estructura interna. A lo largo de los años, se han realizado diversos estudios que han dado lugar a diferentes sistemas taxonómicos, como las clasificaciones de Tholen , SMASS y Bus-DeMeo . ^{[ 1 ]}

Sistemas taxonómicos

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 se denominaron " C " para objetos carbonáceos oscuros, " S " para objetos rocosos (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 ampliado y clarificado desde entonces. ^{[ 3 ]} Actualmente existen varios esquemas de clasificación, ^{[ 4 ]} y si bien se esfuerzan por mantener cierta coherencia entre sí, 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

Clasificación S3OS2

El Sondeo Espectroscópico de Objetos Pequeños del Sistema Solar ( ^S3OS2^o S3OS2 , también conocido como clasificación de Lazzaro) observó 820 asteroides, utilizando el antiguo telescopio de 1,52 metros del ESO en el Observatorio de La Silla durante 1996-2001. ^[¹^] Este sondeo aplicó tanto la taxonomía de Tholen como la de Bus-Binzel (SMASS) a los objetos observados, muchos de los cuales no habían sido clasificados previamente. Para la clasificación tipo Tholen, el sondeo introdujo un nuevo "tipo Caa", que muestra una banda de absorción ancha asociada que indica una alteración acuosa de la superficie del cuerpo. La clase Caa corresponde al tipo C de Tholen y al tipo Ch hidratado de SMASS (incluidos algunos tipos Cgh, Cg y C), y se asignó a 106 cuerpos o el 13% de los objetos sondeos. Además, S3OS2 utiliza la clase K para ambos esquemas de clasificación, un tipo que no existe en la taxonomía original de Tholen. ^[¹^]

Clasificación Bus-DeMeo

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 de 371 asteroides, medidas en el rango de 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

La taxonomía más utilizada es 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 Sondeo 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 clasificados en una de tres categorías principales, y varios tipos más pequeños (véase también la sección " Descripción general de Tholen y SMASS" más arriba) . Los tipos son, con sus ejemplares más grandes entre paréntesis:

Grupo C

Los asteroides del grupo C son objetos oscuros y carbonáceos . 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 ). Los tipos F ( 704 Interamnia ) y G ( 1 Ceres ) son mucho más raros. Otras clases de bajo albedo son los tipos D ( 624 Hektor ), que se observan 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. 101955 Bennu es de tipo B o F.

Grupo S

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

Grupo X

El grupo general de asteroides de tipo X se puede subdividir en tres subgrupos, según el grado de reflectividad del objeto (oscuro, intermedio, brillante). Los más oscuros pertenecen al grupo C, con un albedo inferior a 0,1. Estos son los asteroides de tipo P "primitivos" ( 259 Aletheia , 190 Ismene ), que se diferencian de los de tipo M "metálicos" ( 16 Psyche ), con un albedo intermedio de 0,10 a 0,30, y de los asteroides de tipo E "enstatita" brillantes , que se observan principalmente entre los miembros de la familia Hungaria en la región más interna del cinturón de asteroides.

Características taxonómicas

La taxonomía de Tholen puede abarcar hasta cuatro letras (p. ej., "SCTU"). El esquema de clasificación utiliza la letra "I" para datos espectrales "inconsistentes" y no debe confundirse con un tipo espectral. Un ejemplo es el asteroide themistiano 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 rocoso y carbonáceo, respectivamente. ^{[ 8 ]} Cuando el análisis numérico subyacente del color era ambiguo, a los objetos se les asignaban dos o tres tipos en lugar de solo uno (p. ej., "CG" o "SCT"), donde la secuencia de tipos refleja el orden de desviación estándar numérica creciente, con el tipo espectral que mejor se ajusta mencionado primero. ^{[ 8 ]} La taxonomía de Tholen también tiene notaciones adicionales, adjuntas al tipo espectral. La letra "U" es una bandera calificativa, utilizada para asteroides con un espectro "inusual", que se encuentra lejos del centro del cúmulo determinado en el análisis numérico. La notación ":" (dos puntos simple) y "::" (dos puntos dobles) se añaden cuando los datos espectrales son "ruidosos" o "muy ruidosos", respectivamente. Por ejemplo, el asteroide 1747 Wright, que cruzó la órbita de Marte , tiene una clasificación "AU:", lo que significa que es un asteroide de tipo A , aunque con un espectro inusual y ruidoso. ^{[ 8 ]}

Clasificación SMASS

Esta es una taxonomía más reciente introducida por los astrónomos estadounidenses Schelte Bus y Richard Binzel en 2002, basada en el Sondeo Espectroscópico de Asteroides del Cinturón Principal Pequeño (SMASS) de 1447 asteroides. ^{[ 9 ]} Este sondeo produjo espectros de una resolución mucho mayor que la de ECAS (véase la 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, no se consideraron los albedos . Tratando de mantener la taxonomía de Tholen en la medida de lo 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 se incluyen en las tres categorías amplias C, S y X, con algunos cuerpos inusuales clasificados en varios tipos más pequeños (véase también § Descripción general de Tholen y SMASS más arriba) :

El grupo C de objetos carbonáceos incluye el asteroide de tipo C , el más "estándar" de los objetos carbonáceos que no son de tipo B; el asteroide de tipo B , más "brillante", que se superpone en gran medida con los tipos B y F de Tholen ; el tipo Cb, que presenta una transición entre los objetos de tipo C y B; y los tipos Cg, Ch y Cgh, que están relacionados en cierta medida con el tipo G de Tholen . La "h" significa "hidratado".
El grupo S de objetos silíceos (rocosos) incluye el asteroide de tipo S más común , así como los de tipo A , Q y R. Entre las nuevas clases se encuentran los asteroides de tipo K ( 181 Eucharis , 221 Eos ) y de tipo L ( 83 Beatrix ). También existen cinco clases, Sa, Sq, Sr, Sk y Sl, que representan la transición entre el asteroide de tipo S y los demás tipos correspondientes de este grupo.
El grupo X comprende principalmente objetos metálicos. Incluye los asteroides de tipo X más comunes , así como los de tipo M, E o P, según la clasificación de Tholen. Los tipos Xe, Xc y Xk son de transición entre los asteroides de tipo X y las clases E , C y K correspondientes .
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. La nueva clase de asteroides de tipo O solo se ha asignado hasta ahora al asteroide 3628 Božněmcová .

Se descubrió que un número significativo de asteroides pequeños pertenecían a los tipos Q , R y V , que en el esquema de Tholen estaban representados por un solo cuerpo. En el esquema SMASS de Bus y Binzel, a cada asteroide se le asignaba un único tipo.

Índices de color

La caracterización de un asteroide incluye la medición de sus índices de color derivados de un sistema fotométrico . Esto se realiza midiendo el brillo del objeto a través de un conjunto de diferentes filtros específicos para cada longitud de onda, denominados 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 (~320-380 nm, media 364 nm)
B: banda de paso para la luz azul, incluyendo algo de violeta, (~395-500 nm, media 442 nm)
V: banda de paso sensible a la luz visible , más específicamente a la porción verde-amarilla de la luz visible (~510-600 nm, media de 540 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 denomina 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 el visible (V), el rojo (R) y el infrarrojo (I). Una secuencia fotométrica como V-R-B-I se puede obtener a partir de observaciones en pocos minutos. ^{[ 10 ]}

Evaluación

Se prevé que estos esquemas de clasificación se perfeccionen o reemplacen a medida que avance la investigación. Sin embargo, por ahora, la clasificación espectral basada en los dos estudios espectroscópicos de baja resolución de la década de 1990 sigue siendo el estándar. Los científicos no han logrado ponerse de acuerdo sobre un mejor sistema taxonómico, debido principalmente a la dificultad de obtener mediciones detalladas de forma consistente para una muestra grande de asteroides (por ejemplo, espectros de mayor resolución o datos no espectrales como las densidades serían muy útiles).

Correlación con los tipos de meteoritos

Se han correlacionado algunas agrupaciones de asteroides con tipos de meteoritos :

Meteoritos condríticos carbonáceos de tipo C
Tipo S – Meteoritos pétreos
Meteoritos de hierro tipo M
Meteoritos tipo V – HED

Véase también

minería de asteroides

Referencias

1 2 3 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) . Icarus . 172 (1): 179–220 . Bibcode : 2004Icar..172..179L . doi : 10.1016/j.icarus.2004.06.006 . Recuperado el 22 de diciembre de 2017 .
↑ Chapman, CR; Morrison, D.; Zellner, B. (mayo de 1975). "Propiedades superficiales de los asteroides: una síntesis de polarimetría, radiometría y espectrofotometría". Icarus . 25 (1): 104– 130. Bibcode : 1975Icar...25..104C . doi : 10.1016/0019-1035(75)90191-8 .
↑ Thomas H. Burbine: Asteroides: cuerpos astronómicos y geológicos. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-10-709684-4pág. 163, Taxonomía de asteroides
↑ Bus, SJ; Vilas, F.; Barucci, MA (2002). "Espectroscopia de asteroides en longitudes de onda visibles". Asteroides III . Tucson: University of Arizona Press . pág. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1.
↑ Cellino, A.; Bus, SJ; Doressoundiram, A.; Lazzaro, D. (marzo de 2002). Propiedades espectroscópicas de familias de asteroides (PDF) . págs. 633–643 . Bibcode : 2002aste.book..633C . doi : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.48 . Consultado el 27 de octubre de 2017 . {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
1 2 DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (julio de 2009). "Una extensión de la taxonomía de asteroides de Bus al infrarrojo cercano" (PDF) . Icarus . 202 (1): 160– 180. Bibcode : 2009Icar..202..160D . doi : 10.1016/j.icarus.2009.02.005 . Archivado del original el 17 de marzo de 2014. Recuperado el 28 de marzo de 2018 .( Catálogo en PDS )
↑ Tholen, DJ (1989). «Clasificaciones taxonómicas de asteroides». Asteroides II . Tucson: University of Arizona Press. pp. 1139–1150 . ISBN 978-0-8165-1123-5.
1 2 3 David J. Tholen. "Clasificaciones taxonómicas de asteroides: notas" . Consultado el 6 de enero de 2019 .
↑ Bus, Schelte J.; Binzel, Richard P. (julio de 2002). "Fase II del estudio espectroscópico de asteroides del cinturón principal pequeño. Una taxonomía basada en características". Icarus . 158 (1): 146– 177. Bibcode : 2002Icar..158..146B . doi : 10.1006/icar.2002.6856 .
^ Fornasier , S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. (octubre de 2007). "Estudio fotométrico y espectroscópico visible de los troyanos de Júpiter: resultados finales sobre familias dinámicas". Ícaro . 190 (2): 622–642 . arXiv : 0704.0350 . Código Bib : 2007Icar..190..622F . doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.033 . S2CID 12844258 .

Enlaces externos

Clasificación del espectro de asteroides mediante la taxonomía de Bus-DeMeo , Espectroscopia Planetaria en el MIT (2017)

[Lazzaro-2004-1] 1 2 3 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) . Icarus . 172 (1): 179–220 . Bibcode : 2004Icar..172..179L . doi : 10.1016/j.icarus.2004.06.006 . Recuperado el 22 de diciembre de 2017 .

[Chapman-1975-2] Chapman, CR; Morrison, D.; Zellner, B. (mayo de 1975). "Propiedades superficiales de los asteroides: una síntesis de polarimetría, radiometría y espectrofotometría". Icarus . 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 978-1-10-709684-4pág. 163, Taxonomía de asteroides

[BusAsteroidsIII-4] Bus, SJ; Vilas, F.; Barucci, MA (2002). "Espectroscopia de asteroides en longitudes de onda visibles". Asteroides III . Tucson: University of Arizona Press . pág. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1.

[Cellino-2002-5] Cellino, A.; Bus, SJ; Doressoundiram, A.; Lazzaro, D. (marzo de 2002). Propiedades espectroscópicas de familias de asteroides (PDF) . págs. 633–643 . Bibcode : 2002aste.book..633C . doi : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.48 . Consultado el 27 de octubre de 2017 . {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )

[Bus-DeMeo-taxonomy-6] 1 2 DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (julio de 2009). "Una extensión de la taxonomía de asteroides de Bus al infrarrojo cercano" (PDF) . Icarus . 202 (1): 160– 180. Bibcode : 2009Icar..202..160D . doi : 10.1016/j.icarus.2009.02.005 . Archivado del original el 17 de marzo de 2014. Recuperado el 28 de marzo de 2018 .( Catálogo en PDS )

[Tholen-1989-7] Tholen, DJ (1989). «Clasificaciones taxonómicas de asteroides». Asteroides II . Tucson: University of Arizona Press. pp. 1139–1150 . ISBN 978-0-8165-1123-5.

[Tholen-Taxonomic-notations-8] 1 2 3 David J. Tholen. "Clasificaciones taxonómicas de asteroides: notas" . Consultado el 6 de enero de 2019 .

[Bus-2002-9] Bus, Schelte J.; Binzel, Richard P. (julio de 2002). "Fase II del estudio espectroscópico de asteroides del cinturón principal pequeño. Una taxonomía basada en características". Icarus . 158 (1): 146– 177. Bibcode : 2002Icar..158..146B . doi : 10.1006/icar.2002.6856 .

[Fornasier-2007-10] Fornasier , S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. (octubre de 2007). "Estudio fotométrico y espectroscópico visible de los troyanos de Júpiter: resultados finales sobre familias dinámicas". Ícaro . 190 (2): 622–642 . arXiv : 0704.0350 . Código Bib : 2007Icar..190..622F . doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.033 . S2CID 12844258 .

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