小惑星のスペクトル型

小惑星のスペクトル型は、反射スペクトル、色、および場合によってはアルベドに基づいて小惑星に割り当てられます。これらの型は、小惑星の表面構成に対応していると考えられています。内部で分化していない小天体の場合、表面と内部の構成はおそらく同様ですが、ケレスやベスタなどの大天体は内部構造を持つことが知られています。長年にわたり、トーレン分類、SMASS分類、バス・デメオ分類などの一連の異なる分類体系を生み出す調査が数多く行われてきました。 ^[1]

分類体系

1975 年、天文学者のクラーク・R・チャップマン、デイビッド・モリソン、ベン・ゼルナーは、色、アルベド、スペクトル形状に基づいた小惑星の簡単な分類システムを開発した。3 つのカテゴリは、暗い炭素質の天体は「C」、石質 (珪質) の天体は「S」、C にも S にも当てはまらない天体は「U」と名付けられた。 ^[2]小惑星スペクトルのこの基本的な区分は、その後拡張され、明確化されてきた。^[3]現在、多数の分類体系が存在し、^[4]それらは相互の一貫性を保つよう努めているが、かなりの数の小惑星が特定の体系に応じて異なるクラスに分類されている。これは、各アプローチで異なる基準が使用されているためである。最も広く使用されている 2 つの分類を以下に説明する。

TholenとSMASSの概要

S3OS2分類

小型太陽系天体分光調査（S ³ OS ² またはS3OS2、ラザロ分類としても知られる）は、1996年から2001年にかけて、ラ・シヤ天文台の旧ESO 1.52メートル望遠鏡を使用して820個の小惑星を観測した。 ^[1]この調査では、観測された天体にトーレン分類法とバス・ビンゼル（SMASS）分類法の両方を適用したが、その多くはこれまで分類されていなかった。トーレンのような分類では、この調査で新しい「Caa型」が導入され、これは天体表面の水和変化を示す幅広い吸収帯を示す。CaaクラスはトーレンのC型とSMASSの水和Ch型（一部のCgh型、Cg型、C型を含む）に対応し、調査された天体の13％にあたる106個の天体に割り当てられている。さらに、S3OS2は両方の分類体系にKクラスを使用していますが、これは元のTholen分類には存在しないタイプです。^[1]

バス・デメオ分類

バス・デメオ分類は、フランチェスカ・デメオ、シェルテ・バス、スティーブン・スリヴァンが2009年に考案した小惑星分類システムです。 ^[6]これは、波長0.45〜2.45マイクロメートルで測定された371個の小惑星の反射スペクトル特性に基づいています。この24クラスのシステムは、新しい「Sv」タイプを導入し、トーレン分類に基づくSMASS分類法に従って主成分分析に基づいています。 ^[6]

トーレン分類

最も広く使われている分類法は、1984年に初めて提案されたデイビッド・J・トーレンのものである。この分類法は、1980年代の8色小惑星調査（ECAS ）中に得られた広帯域スペクトル（0.31μmから1.06μmの間）とアルベド測定を組み合わせて開発された。 ^[7]元の定式化は978個の小惑星に基づいていた。トーレンの分類法には14のタイプが含まれており、小惑星の大部分は3つの大まかなカテゴリのいずれかに分類され、さらにいくつかのより小さなタイプがある（上記の§ トーレンとSMASSの概要も参照）。タイプは以下のとおりで、括弧内は最大の例である。

Cグループ

C グループの小惑星は、暗い炭素質の天体です。このグループの天体のほとんどは、標準的なC タイプ(例: 10 Hygiea ) と、やや「明るい」B タイプ( 2 Pallas ) に属します。Fタイプ( 704 Interamnia ) とG タイプ( 1 Ceres ) は、はるかにまれです。他の低アルベドクラスには、D タイプ( 624 Hektor ) があり、これは通常、外側の小惑星帯と木星のトロヤ群に見られ、また、内側のメインベルトのT タイプ小惑星( 96 Aegle ) もまれに見られます。

Sグループ

S 型小惑星( 15 エウノミア、3 ジュノー)は、珪質(または「石質」) の天体です。別の大きなグループは、石質のV 型( 4 ベスタ) で、「ベストイド」とも呼ばれ、ベスタファミリーの大きなメンバーの中で最も一般的であり、ベスタの大きな衝突クレーターから発生したと考えられています。その他の小さなクラスには、A 型( 246 アスポリナ)、Q 型( 1862 アポロ)、およびR 型小惑星 ( 349 デンボウスカ) があります。

Xグループ

X 型小惑星の包括的なグループは、物体の反射率の程度 (暗い、中間、明るい) に応じて、さらに 3 つのサブグループに分けられます。最も暗いものは、アルベドが 0.1 未満の C グループに関連しています。これらは、「原始的な」P 型( 259 Aletheia、190 Ismene ) であり、中間アルベドが 0.10 から 0.30 の「金属的な」M 型( 16 Psyche ) とは異なります。また、明るい「エンスタタイト」E 型小惑星とは異なり、E 型小惑星は、主に小惑星帯の最も内側の領域にあるハンガリア族のメンバーに見られます。

分類上の特徴

トーレン分類法は最大 4 つの文字 (例: 「SCTU」) を含む場合があります。分類体系では、文字「I」は「一貫性のない」スペクトルデータに使用され、スペクトル型と混同しないでください。例として、テミスティアの小惑星515 Athaliaが挙げられます。これは、分類時に一貫性がなく、スペクトルとアルベドがそれぞれ石質小惑星と炭素質小惑星のものであったためです。^[8]基礎となる数値色分析があいまいな場合、オブジェクトには 1 つだけではなく 2 つまたは 3 つのタイプが割り当てられました (例: 「CG」または「SCT」)。これにより、タイプの順序は数値標準偏差の増加順を反映し、最も適合するスペクトル型が最初に示されます。^[8]トーレン分類法には、スペクトル型に付加される追加の表記もあります。文字「U」は、数値分析で決定されたクラスターの中心から遠く離れた「異常な」スペクトルを持つ小惑星に使用される修飾フラグです。スペクトルデータが「ノイズが多い」または「非常にノイズが多い」場合、それぞれ「:」（コロン 1 つ）と「::」（コロン 2 つ）の表記が追加されます。たとえば、火星横断小惑星1747 ライトは「AU:」クラスに属しており、これはA 型小惑星であることを意味しますが、スペクトルは異常でノイズが多いことを意味します。^[8]

SMASS分類

これは、2002年にアメリカの天文学者シェルテ・バスとリチャード・ビンゼルによって導入された、 1,447個の小惑星を対象とした小型メインベルト小惑星分光調査（SMASS）に基づく、より新しい分類法です。 ^[9]この調査では、ECASよりもはるかに高い解像度のスペクトルが生成され（上記のトーレン分類を参照）、さまざまな狭いスペクトル特性を分解することができました。ただし、観測された波長の範囲はやや狭く（0.44 μmから0.92 μm）、アルベドも考慮されていませんでした。異なるデータを考慮してトーレン分類法にできるだけ従うよう努めた結果、小惑星は以下の26種類に分類されました。トーレン分類法に関しては、ほとんどの天体が3つの広いC、S、Xカテゴリに分類され、いくつかの珍しい天体はいくつかのより小さなタイプに分類されています（上記の§トーレンとSMASSの概要も参照）。

C グループの炭素質天体には、非 B 炭素質天体の中で最も「標準的」なC 型小惑星、トーレン B 型およびF型と大部分が重複する「より明るい」 B 型小惑星、単純な C 型と B 型天体の間を遷移する Cb 型、およびトーレンG 型と多少関連のある Cg 型、Ch 型、および Cgh 型が含まれます。「h」は「水和」を意味します。
S グループの珪質 (石質) 天体には、最も一般的なS 型小惑星のほか、A 型、Q 型、R 型小惑星が含まれます。新しいクラスには、K 型( 181 Eucharis、221 Eos ) およびL 型( 83 Beatrix ) 小惑星が含まれます。また、S 型とこのグループの他の対応するタイプとの間で遷移する 5 つのクラス、Sa、Sq、Sr、Sk、および Sl もあります。
X グループは主に金属性の天体です。これには、最も一般的なX 型小惑星のほか、トーレンによって分類された M、E、P 型が含まれます。Xe、Xc、Xk は、通常の X クラスと、対応するE、C、Kクラスの間の遷移型です。
その他のスペクトル型には、T 型、D 型、V 型( 4 ベスタ) がある。Ld型は新しい型で、 L 型小惑星よりもスペクトル特性が極端である。新しいO 型小惑星の型は、それ以来、小惑星3628 ボジュニェムツォヴァにのみ割り当てられている。

多数の小型小惑星がQ 型、R 型、V型に分類されることが判明したが、これらは Tholen スキームでは単一の天体としてのみ表されていた。Bus と Binzel の SMASS スキームでは、特定の小惑星には単一の型のみが割り当てられていた。^{[引用が必要]}

カラーインデックス

小惑星の特性評価には、測光システムから得られる色指数の測定が含まれます。これは、一連の異なる波長固有のフィルター、いわゆるパスバンドを通して物体の明るさを測定することによって行われます。古典的な小惑星に加えて遠方の物体の特性評価にも使用されるUBV 測光システムでは、3 つの基本フィルターが使用されています。

U:紫外線の通過帯域(~320-380 nm、平均 364 nm)
B: 青色光の通過帯域（紫色を含む）（約 395 ～ 500 nm、平均 442 nm）
V:可視光、具体的には可視光の緑黄色の部分（約510〜600 nm、平均540 nm）に敏感な通過帯域

観測では、物体の明るさを異なるフィルターで2回測定します。その結果生じる明るさの差を色指数と呼びます。小惑星の場合、U−BまたはB−V色指数が最も一般的です。さらに、V−R、V−I、R−I指数も使用されます。ここで、測光文字は可視光(V)、赤(R)、赤外線(I)を表します。V-R-B-Iなどの測光シーケンスは、数分以内に観測から取得できます。^[10]

評価

これらの分類体系は、研究が進むにつれて改良され、または置き換えられることが期待されています。しかし、今のところは、1990 年代の 2 つの粗い解像度の分光調査に基づくスペクトル分類が依然として標準となっています。科学者は、主に小惑星の大規模なサンプルについて一貫した詳細な測定を得ることが難しいため、より良い分類体系について合意できていません (たとえば、より高解像度のスペクトル、または密度などの非スペクトルデータは非常に役立ちます)。^{[引用が必要]}

隕石の種類との相関関係

いくつかの小惑星のグループは隕石の種類と相関関係にあるとされている：^[要出典]

参照

小惑星採掘

参考文献

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外部リンク

Bus-DeMeo 分類法を用いた小惑星スペクトル分類、MIT の惑星分光法(2017)

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