M型小惑星

M型（金属型、別名Mクラス）小惑星は、他の小惑星クラスよりも金属相（鉄ニッケルなど）の濃度が高いと思われる小惑星のスペクトルクラスであり、 ^[1]鉄隕石の起源であると広く考えられています。^[2]

小惑星は、可視から近赤外線における特徴のない平坦から赤みがかった吸収スペクトルと中程度の光学アルベドに基づいてM型に分類されます。スペクトル的に類似したE型およびP型小惑星（EおよびPの両カテゴリは、以前は古いシステムではM型でした）とともに、これらはより大きなX型小惑星グループに含まれ、光学アルベドによってのみ区別されます。^[3]

M型小惑星は金属に富んでいると広く考えられているが（分類に「M」が使われている理由）、金属含有量が高いという証拠は間接的なものにすぎないが、非常に妥当である。そのスペクトルは鉄隕石やエンスタタイトコンドライトのスペクトルに似ており、^{[4]レーダー観測では、その}レーダーアルベドが他の小惑星クラスよりもはるかに高いことが示されており、^[5]鉄ニッケルのような高密度組成の存在と一致している。^{[1]ほぼすべてのM型は、より一般的な}S型やC型よりも少なくとも2倍のレーダーアルベドを持ち、およそ3分の1はレーダーアルベドが約3倍高い。^[1]

M型の高解像度スペクトルでは、0.75μmより長波長側 と0.55μmより短波長側に微妙な特徴が見られることがあります。^[6]ケイ酸塩の存在は多くの岩石で明らかであり、^{[7] [8]}かなりの部分で3μmに吸収特性の証拠が見られ、これは水和ケイ酸塩に起因するものです。^[9]ケイ酸塩、特に水和ケイ酸塩の存在は、M型岩石を残存鉄核とする従来の解釈と矛盾しています。

小惑星の嵩密度は、その組成や隕石類似体についての手がかりとなる。[ 10 ^] M型の場合、提案されている類似体の嵩密度は、一部のタイプの炭素質コンドライトの場合は約3 g/cm ³から、鉄隕石に含まれる鉄ニッケルの場合は約8 g/cm ³までの範囲である。^{[2] [4] [9]}小惑星の嵩密度とそれを構成する物質の密度（粒子密度または粒度密度とも呼ばれる）がわかれば、その多孔度を計算し、その内部構造についてある程度推測することができる。たとえば、物体が凝集体なのか、瓦礫の山なのか、それともその中間なのかがわかる。^[10]

小惑星の嵩密度を計算するには、その質量と体積を正確に推定する必要があるが、太陽系の他の天体に比べて小さすぎるため、これらを取得するのは困難である。大型の小惑星の場合、その重力場が他の小惑星や周回宇宙船、または接近飛行する宇宙船などの他の天体にどのように影響するかを観察することで、質量を推定することができる。^[11]小惑星に1つ以上の衛星がある場合、それらの集合的な軌道パラメータ（軌道周期、軌道長半径など）を使用して、たとえば二体問題で全体の質量を推定することができる。

小惑星の体積を推定するには、少なくとも小惑星の直径を推定する必要があります。ほとんどの場合、これらは小惑星の視覚アルベド（明るさ）、掩蔽時の弦長、または熱放射（IRASミッションなど）から推定されます。いくつかのケースでは、天文学者はさまざまな技術を使用して3次元形状モデルを開発することに成功しています（たとえば、 16 Psycheまたは216 Kleopatraを参照）。また、いくつかの幸運な例では、宇宙船による画像から作成しました（162173 Ryuguを参照）。

これらのうち、宇宙船の偏向や衛星の軌道を介した質量測定が最も信頼性が高いと考えられています。エフェメリスによる推定は、その小惑星上の他の物体の微妙な重力に基づいており、またはその逆であり、信頼性が低いと考えられています。この警告の例外は、M型小惑星の中で最も質量が大きく、多数の質量推定があるプシケです。^[12]形状モデル（通常は適応光学、掩蔽、レーダー画像から得られる）に基づくサイズ推定が最も信頼性があります。宇宙船による直接画像（ルテティア）も非常に信頼性があります。熱IR（IRASなど）やレーダーエコーなどの間接的な方法に基づくサイズは信頼性が低くなります。

M型小惑星のいずれも、純粋な鉄ニッケル核と一致する嵩密度を持っていない。これらの天体が多孔質（別名、瓦礫の山）であれば、その解釈は依然として成り立つかもしれないが、プシケの場合はその大きさゆえにそうはならないだろう。 ^[12]ほとんどのM型小惑星のケイ酸塩のスペクトル証拠を考慮すると、これらの大型小惑星のほとんどは、低密度隕石類似体（例：エンスタタイトコンドライト、金属を多く含む炭素質コンドライト、メソシデライト）で構成されており、場合によっては瓦礫の山でもあるという解釈が一般的である。^{[20] [18] [12]}

M型小惑星に関する最も初期の解釈は、太陽系の初期の歴史において頻繁に起こっていたと考えられる大規模な衝突によって、その上にある地殻とマントルが剥ぎ取られた初期の原始惑星の残存核であるというものでした。^[2]

より小さなM型小惑星（<100 km）の一部はこのように形成された可能性があることが認められているが、M型小惑星の中で最大の16 Psycheについてはその解釈に異議を唱えられている。 ^[21] Psycheがこのように形成されたことに対する反論は3つある。^[21]第一に、Psycheはベスタサイズ（約500 km）の原始惑星として始まったに違いない。統計的には、ベスタが無傷のままである一方でPsycheが完全に破壊された可能性は低い。第二に、 Psycheに関連する小惑星族の観測的証拠はほとんどないか全くなく、第三に、このイベントの結果であると予想されるマントル破片（すなわちオリビン）の分光学的証拠がない。代わりに、Psycheは粉砕され、重力によってよく混合された鉄ケイ酸塩天体に再蓄積された原始惑星の残骸であると主張されてきた。^{[21]このような}母天体から由来した可能性がある金属ケイ酸塩隕石（メソシデライトとも呼ばれる）の例は数多くある。

この2番目の解釈に対する1つの可能な回答は、M型小惑星（16 Psycheを含む）が太陽に非常に近い場所（1～2 au）に集まり、まだ溶融状態（または部分的に溶融状態）にある間に薄い地殻/マントルが剥がれ落ち、その後、現在の小惑星帯に動的に移動したというものである。^[22]

3つ目の見方は、16 Psycheを含む最大のM型天体は分化天体（1 Ceresや4 Vestaなど）である可能性があるが、鉄と揮発性物質（硫黄など）の適切な混合を考えると、これらの天体は冷却中に鉄火山活動、別名鉄火山活動を経験した可能性があるというものである。^[23]

JPL小天体データベースには、トーレン小惑星スペクトル分類システムに基づいて分類された小惑星が980個あります。^[24]そのうち38個はM型に分類されています。^[25]さらに10個はもともとX型に分類されていましたが、光学アルベドが0.1から0.3の間であるため、現在はM型に数えられています。^[26]全体として、M型はトーレン分類法に基づいて分類される小惑星の約5%を占めています。

16 プシケは平均直径222kmの最大のM型小惑星であり、比較的高い平均レーダーアルベドを持ち、表面上部数メートルに高い金属含有量があることを示唆している。[ ^13]プシケ宇宙船は2023年10月13日に打ち上げられ、2029年に16 プシケを訪問する途中である。 ${\displaystyle {\hat {\sigma }}_{OC}=0.34\pm 0.08}$

21 ルテティアの平均直径は 100 km で^[1] 、 2010 年 7 月 10 日にロゼッタ宇宙探査機が訪れた際に宇宙船によって撮影された最初の M 型小惑星でした^[27]。平均レーダー反射率はS 型またはC 型小惑星の平均の約 2 倍であり、その表土には他の小惑星クラスに比べて金属相が多く含まれていることを示唆しています^[1] 。ロゼッタ分光計 (VIRTIS) のデータを使用した分析では、エスタタイトまたは鉄を豊富に含む炭素質コンドライト物質と一致していました^{[28] 。}${\displaystyle {\hat {\sigma }}_{OC}=0.24\pm 0.07}$

22 カリオペは、平均直径150 kmの2番目に大きいM型小惑星です。^{[15] 2001年に}ライナスと名付けられた単一の衛星が発見され^[29]、正確な質量推定が可能になりました。ほとんどのM型小惑星とは異なり、カリオペのレーダーアルベドは0.15で、S型およびC型小惑星と似ており^{[5] 、表土に金属が豊富に含まれていないことを示しています。カリオペは、信頼性の高いサイズと形状、および4.1} g/cm ³という比較的高い嵩密度を提供するために使用された高解像度の適応光学画像化の対象となっています。^{[15] [16]}

216 クレオパトラは、平均直径が 122 km で、16 プシケと 22 カリオペに次いで 3 番目に大きい M 型小惑星として知られています。^[19]レーダー遅延ドップラー画像、高解像度の望遠鏡画像、およびいくつかの恒星掩蔽により、この小惑星は接触連星小惑星であることが示されており、一般に「ドッグボーン」または「ダンベル」と呼ばれています。^[19]アレシボ レーダー望遠鏡によるレーダー観測では、南半球で非常に高いレーダー反射率を示しており、金属を多く含む組成と一致しています。^[19]クレオパトラは、アレヘリオスとクレオセレナという 2 つの小さな衛星の存在でも有名で、これにより質量と嵩密度を正確に計算することができました。^[30]${\displaystyle {\hat {\sigma }}_{OC}=0.43\pm 0.10}$

• 小惑星のスペクトル型