P型小惑星

P型（原始型）小惑星はアルベドが低く、特徴のない赤みがかったスペクトルを持つ。有機物に富むケイ酸塩、炭素、無水ケイ酸塩の組成を持ち、内部に水氷がある可能性もあると示唆されている。P型小惑星は外縁小惑星帯とその外側に見られる。分類によって約33個のP型小惑星が知られており、^[1]46 ヘスティア、65 キュベレ、76 フレイア、87 シルビア、153 ヒルダ、476 ヘドウィグ、および分類によっては107 カミラが含まれる。^[2]^[3]

分類

小惑星の分類法の初期の体系は、1975年にデイビッド・J・トーレンの博士論文から確立されました。これは、110個の小惑星のグループの観測に基づいていました。U型分類は、C型およびS型小惑星の分類に当てはまらない、異常なスペクトルを持つ小惑星の雑多なクラスとして使用されました。1976年、異常に中程度のアルベドレベルを持つこれらのU型小惑星のいくつかは、M型と分類されました。^[4]

1981年頃、M型小惑星の分派として、M型と区別がつかないスペクトルを持ちながら、M型と一致しない低アルベドを持つ小惑星が出現した。これらは当初X型小惑星と呼ばれ、その後DM型（暗いM）またはPM型（疑似M）と分類され、その後P型小惑星（Pは「疑似M」を示す）として独自の分類を獲得した。^[4]

プロパティ

P型小惑星は太陽系で最も暗い天体の一つで、アルベドが非常に低く（pv<0.1）、炭素質コンドライトに似た有機物に富んでいるように見える。その色はS型小惑星よりもやや赤みがかっており、スペクトルの特徴は見られない。赤色はケロジェンに関連する有機化合物によるものと考えられる。^[5]^[6] P型小惑星の反射スペクトルは、熱変成作用と宇宙風化作用を受けた炭素質コンドライト隕石の31% CIおよび49% CMグループと、20%のタギッシュ湖隕石の組み合わせによって再現できる。^[2]

よく特徴づけられているP型小惑星は87シルビアと107カミラの2つだけであるが、その密度は低いようで、1.3 g/cm ^{3 で}、 C型小惑星よりも低い。このことが小惑星の組成について何を物語っているのかは明らかではない。シルビアとカミラはどちらも衛星を持っており、破壊された兆候があるが、質量も10倍以上とかなり大きい。^19kgなので、密度に影響を与えるような内部多孔性はあまりないと考えられる。^[7]

太陽から2.6 AUを超える主小惑星帯の外側部分は、低アルベドのC、D、P型小惑星が占めています。これらは原始的な小惑星であり、その物質は液体の水によって化学的に変化した可能性があります。P型小惑星は33個知られています。これに加えて、P型小惑星は外側の小惑星帯とそれより外側に見つかると考えられています。^[8] P型小惑星の分布は、軌道距離4 AUでピークに達します。^[9]

参考文献

^ 「JPL Small-Body Database Search Engine: spec. type = P (Tholen)」 JPL Solar System Dynamics . 2015年6月17日閲覧。
^ ab Hiroi, T.; et al. (2004 年 3 月 15 ～ 19 日)。「P 型小惑星は何でできているか?」第 35 回月惑星科学会議議事録。テキサス州リーグシティ。Bibcode : 2004LPI....35.1616H。
^ Ziffer, J.; Campins , H.; Licandro, J.; Fernandez, YR; Bus, S. (2005 年 8 月)。「低 Tisserand 不変量を持つ 2 つの小惑星の近赤外線スペクトル」。米国天文学会紀要。37 : 644。Bibcode : 2005DPS....37.1529Z。
^ ab Tholen, DJ; Bell, JF (1987 年 3 月)。「小惑星分類の進化」。第 18 回月惑星科学会議議事録。テキサス州ヒューストン。pp. 1008–1009。Bibcode : 1987LPI....18.1008T。
^ De Pater, Imke ; Lissauer, Jack Jonathan (2001).惑星科学.ケンブリッジ大学出版局. p. 353. ISBN 0-521-48219-4。
^ エーレンフロイント、パスカル (2004)。エーレンフロイント、P.ウィスコンシン州アーバイン。オーウェン、T.他。（編）。宇宙生物学: 将来の展望。シュプリンガーのサイエンスとビジネス。 p. 159.ISBN 1-4020-2304-9。
^ P. Vernazza 他 (2021) VLT/SPHERE によるメインベルト最大の小惑星の画像調査: 最終結果と統合。天文学と天体物理学54、A56
^ Lazzarin, M.; Barbieri, C.; Barucci, MA (1995 年 12 月). 「暗く原始的な小惑星の可視分光法」.天文学ジャーナル. 110 : 3058. Bibcode :1995AJ....110.3058L. doi : 10.1086/117747 .
^ マクスウィーン、ハリー・Y. (1999)。隕石とその親惑星（第2版）。ケンブリッジ大学出版局。p. 101。ISBN 0-521-58751-4。

参照

小惑星のスペクトル型

[SBDB-1] 「JPL Small-Body Database Search Engine: spec. type = P (Tholen)」 JPL Solar System Dynamics . 2015年6月17日閲覧。

[lpsc35-2] Hiroi, T.; et al. (2004 年 3 月 15 ～ 19 日)。「P 型小惑星は何でできているか?」第 35 回月惑星科学会議議事録。テキサス州リーグシティ。Bibcode : 2004LPI....35.1616H。

[3] ^ Ziffer, J.; Campins , H.; Licandro, J.; Fernandez, YR; Bus, S. (2005 年 8 月)。「低 Tisserand 不変量を持つ 2 つの小惑星の近赤外線スペクトル」。米国天文学会紀要。37 : 644。Bibcode : 2005DPS....37.1529Z。

[18lpsc-4] Tholen, DJ; Bell, JF (1987 年 3 月)。「小惑星分類の進化」。第 18 回月惑星科学会議議事録。テキサス州ヒューストン。pp. 1008–1009。Bibcode : 1987LPI....18.1008T。

[5] De Pater, Imke ; Lissauer, Jack Jonathan (2001).惑星科学.ケンブリッジ大学出版局. p. 353. ISBN 0-521-48219-4。

[6] エーレンフロイント、パスカル (2004)。エーレンフロイント、P.ウィスコンシン州アーバイン。オーウェン、T.他。（編）。宇宙生物学: 将来の展望。シュプリンガーのサイエンスとビジネス。 p. 159.ISBN 1-4020-2304-9。

[VLT-7] P. Vernazza 他 (2021) VLT/SPHERE によるメインベルト最大の小惑星の画像調査: 最終結果と統合。天文学と天体物理学54、A56

[8] Lazzarin, M.; Barbieri, C.; Barucci, MA (1995 年 12 月). 「暗く原始的な小惑星の可視分光法」.天文学ジャーナル. 110 : 3058. Bibcode :1995AJ....110.3058L. doi : 10.1086/117747 .

[9] マクスウィーン、ハリー・Y. (1999)。隕石とその親惑星（第2版）。ケンブリッジ大学出版局。p. 101。ISBN 0-521-58751-4。