Tipos espectrales de asteroides

Tipo de clasificación de una clase de objetos astronómicos

A los asteroides se les asigna un tipo espectral en función de su espectro de reflectancia , color y, a veces, albedo . Se cree que estos tipos corresponden a la composición de la superficie de un asteroide. En el caso de los cuerpos pequeños que no están diferenciados internamente , se supone que la composición superficial e interna son similares, mientras que se sabe que los cuerpos grandes, como Ceres y Vesta, tienen una estructura interna. A lo largo de los años, se han realizado varios estudios que dieron como resultado un conjunto de diferentes sistemas taxonómicos, como las clasificaciones 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 fueron etiquetadas como " C " para objetos carbonosos 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 aclarado desde entonces. ^[3] Actualmente existen varios esquemas de clasificación, ^[4] y, si bien se esfuerzan por mantener cierta coherencia mutua, bastantes asteroides se clasifican en diferentes clases según el esquema en 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

Resumen de las clases taxonómicas de asteroides ^[5]^{: Tabla 2}
Clase Tholen	SMASSII (Clase de autobús)	Albedo	Características espectrales
A	A	moderado	Pendiente roja muy pronunciada a lo largo de 0,75 μm; característica de absorción moderadamente profunda a lo largo de 0,75 μm.
B , F	B	bajo	Espectros lineales, generalmente sin características. Diferencias en las características de absorción UV y presencia/ausencia de una característica de absorción estrecha cerca de 0,7 μm.
C , G	C, Cb, Ch, Cg, Chg	bajo	Espectros lineales, generalmente sin características. Diferencias en las características de absorción UV y presencia/ausencia de una característica de absorción estrecha cerca de 0,7 μm.
D	D	bajo	Espectro relativamente sin características con una pendiente roja muy pronunciada.
mi , m , p	X , Xc, Xe, Xk	De bajo (P) a muy alto (E)	Espectro generalmente sin características con pendiente rojiza; diferencias en características de absorción sutiles y/o curvatura espectral y/o reflectancia relativa máxima.
Q	Q	moderado	Pendiente rojiza a lo largo de 0,7 μm; característica de absorción profunda y redondeada a lo largo de 0,75 μm.
R	R	moderado	Pendiente rojiza moderada hacia abajo de 0,7 μm; absorción profunda hacia adelante de 0,75 μm.
S	S, Sa, Sk, Sl, Cuadrado, Sr	moderado	Pendiente rojiza moderadamente pronunciada hacia abajo de 0,7 μm; absorción moderada a pronunciada hacia adelante de 0,75 μm; pico de reflectancia a 0,73 μm. Subgrupos de bus intermedios entre las clases S y A, K, L, Q, R.
yo	yo	bajo	Moderadamente rojizo en el extremo inferior de 0,75 μm; plano en el extremo posterior.
V	V	moderado	Absorción corta rojiza de 0,7 μm; absorción extremadamente profunda de 0,75 μm.
—	K	moderado	Pendiente roja moderadamente pronunciada en sentido corto de 0,75 μm; máxima suavemente angulada y plana a azulada en sentido largo de 0,75 μm, con poca o ninguna curvatura.
—	L , Ld	moderado	Pendiente roja muy pronunciada en sentido corto de 0,75 μm; plana en sentido largo de 0,75 μm; diferencias en el nivel del pico.
—	Oh	—	Tendencia peculiar, conocida hasta ahora para muy pocos asteroides.

Clasificación S3OS2

El Small Solar System Objects Spectroscopic Survey (S ³ OS ² o S3OS2, también conocido como la clasificación Lazzaro ) observó 820 asteroides, utilizando el antiguo telescopio de 1,52 metros de ESO en el Observatorio La Silla durante 1996-2001. ^[1] Este estudio aplicó tanto la taxonomía Tholen como la de Bus-Binzel (SMASS) a los objetos observados, muchos de los cuales no habían sido clasificados previamente. Para la clasificación similar a Tholen, el estudio introdujo un nuevo "tipo Caa", que muestra una amplia banda de absorción 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 al 13% de los objetos estudiados. Además, S3OS2 utiliza la clase K para ambos esquemas de clasificación, un tipo que no existe en la taxonomía original de Tholen. ^[1]

Clasificación de 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 medidos en la 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 Eight-Color Asteroid Survey ( 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 en una de tres categorías amplias, y varios tipos más pequeños (véase también el § Resumen 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 (por ejemplo, 10 Hygiea ) y al tipo B , algo más "brillante" ( 2 Pallas ). El tipo F ( 704 Interamnia ) y el tipo G ( 1 Ceres ) son mucho más raros. Otras clases de bajo albedo son los tipos D ( 624 Hektor ), que se ven 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.

Grupo S

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

Grupo X

El grupo paraguas de asteroides de tipo X se puede dividir en tres subgrupos, dependiendo del grado de reflectividad del objeto (oscuro, intermedio, brillante). Los más oscuros están relacionados con el grupo C, con un albedo por debajo de 0,1. Estos son los "primitivos" de tipo P ( 259 Aletheia , 190 Ismene ), que se diferencian de los "metálicos" de tipo M ( 16 Psyche ) con un albedo intermedio de 0,10 a 0,30, y del brillante asteroide de tipo E "enstatita" , visto principalmente entre los miembros de la familia Hungaria en la región más interna del cinturón de asteroides.

Características taxonómicas

La taxonomía Tholen puede abarcar hasta cuatro letras (por ejemplo, "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 de Themistian 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 carbonoso, respectivamente. ^[8] Cuando el análisis numérico de color subyacente era ambiguo, a los objetos se les asignaron dos o tres tipos en lugar de solo uno (por ejemplo, "CG" o "SCT"), por lo que la secuencia de tipos refleja el orden de desviación estándar numérica creciente, y se menciona primero el tipo espectral que mejor se ajusta. ^[8] La taxonomía Tholen también tiene notaciones adicionales, adjuntas al tipo espectral. La letra "U" es una bandera de calificación, utilizada para asteroides con un espectro "inusual", que cae lejos del centro del cúmulo determinado en el análisis numérico. La notación : (dos puntos) y :: (dos puntos) se añaden cuando los datos espectrales son "ruidosos" o "muy ruidosos", respectivamente. Por ejemplo, el asteroide 1747 Wright, que cruza Marte , tiene una clase "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 Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS) de 1.447 asteroides. ^[9] Este estudio produjo espectros de una resolución mucho mayor que ECAS (ver la clasificación de Tholen más arriba) y pudo resolver una variedad de características espectrales estrechas. Sin embargo, se observó un rango algo más pequeño de longitudes de onda (0,44 μm a 0,92 μm). Además, no se consideraron los albedos . En un intento de ceñirse lo más posible a la taxonomía de Tholen dada la diferencia de datos, 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 caen en las tres amplias categorías C, S y X, con unos pocos cuerpos inusuales categorizados en varios tipos más pequeños (ver también § Resumen de Tholen y SMASS más arriba) :

El grupo C de objetos carbonosos incluye el asteroide de tipo C , el más "estándar" de los objetos carbonosos no 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 hace la transición entre los objetos de tipo C y B simples, y los tipos Cg, Ch y Cgh que están algo relacionados 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 tipos A , Q y R. Las nuevas clases incluyen los asteroides de tipo K ( 181 Eucharis , 221 Eos ) y de tipo L ( 83 Beatrix ). También hay cinco clases, Sa, Sq, Sr, Sk y Sl, que hacen la transición entre el tipo S simple y los otros tipos correspondientes en este grupo.
Grupo X de objetos principalmente metálicos. Incluye los asteroides de tipo X más comunes , así como los de tipo M, E o P, según la clasificación de Tholen. Los Xe, Xc y Xk son tipos de transición entre el X simple y las clases correspondientes E , C y K.
Otras clases espectrales incluyen los asteroides de tipo T , D y V ( 4 Vesta ). El asteroide de tipo Ld es una nueva clase y tiene características espectrales más extremas que el asteroide de tipo L. La nueva clase de asteroides de tipo O solo se ha asignado desde entonces al asteroide 3628 Božněmcová .

Se encontró que una cantidad significativa de asteroides pequeños pertenecen a los tipos Q , R y V , que estaban representados por un solo cuerpo en el esquema de Tholen. En el esquema SMASS de Bus y Binzel, solo se asignó un tipo a cada asteroide en particular. ^{[ cita requerida ]}

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 de longitud de onda, los llamados filtros de banda 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, incluida 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 540 nm)

Longitudes de onda de la luz visible
Bandera	violeta	azul	cian	verde	amarillo	naranja	rojo
Longitudes de onda	380–450 nm	450–495 nm	495–520 nm	520–570 nm	570–590 nm	590–620 nm	620–750 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 visible (V), rojo (R) e infrarrojo (I). Una secuencia fotométrica como V–R–B–I se puede obtener a partir de observaciones en unos pocos minutos. ^[10]

Índices de color medio de grupos dinámicos en el Sistema Solar exterior ^[10]^{: 35}
Grupos	Índice de colores
Grupos	B−V	V-R	V-yo	R−Yo
Plutinos	0,895 ± 0,190	0,568 ± 0,106	1,095 ± 0,201	0,536 ± 0,135
Cubewanos	0,973 ± 0,174	0,622 ± 0,126	1,181 ± 0,237	0,586 ± 0,148
Centauros	0,886 ± 0,213	0,573 ± 0,127	1,104 ± 0,245	0,548 ± 0,150
Organizaciones de normalización (SDO)	0,875 ± 0,159	0,553 ± 0,132	1,070 ± 0,220	0,517 ± 0,102
Cometas	0,795 ± 0,035	0,441 ± 0,122	0,935 ± 0,141	0,451 ± 0,059
Troyanos de Júpiter	0,777 ± 0,091	0,445 ± 0,048	0,861 ± 0,090	0,416 ± 0,057

Evaluación

Se espera que estos esquemas de clasificación se perfeccionen o se reemplacen a medida que avance la investigación. Sin embargo, por ahora la clasificación espectral basada en los dos estudios espectroscópicos de resolución gruesa anteriores de la década de 1990 sigue siendo la norma. Los científicos no han podido ponerse de acuerdo sobre un mejor sistema taxonómico, en gran medida debido a la dificultad de obtener mediciones detalladas de manera consistente para una muestra grande de asteroides (por ejemplo, espectros de resolución más fina o datos no espectrales como las densidades serían muy útiles). ^{[ cita requerida ]}

Correlación con los tipos de meteoritos

Algunas agrupaciones de asteroides se han correlacionado con tipos de meteoritos : ^{[ cita requerida ]}

Tipo C – Meteoritos de condrita carbonácea
Tipo S – Meteoritos rocosos
Tipo M – Meteoritos de hierro
Meteoritos tipo V – HED

Véase también

Minería de asteroides

Referencias

^ abc 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 . Consultado el 22 de diciembre de 2017 .
^ Chapman, CR; Morrison, D.; Zellner, B. (mayo de 1975). "Propiedades superficiales de 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 978-1-10-709684-4 , p.163, Taxonomía de asteroides
^ Bus, SJ; Vilas, F.; Barucci, MA (2002). "Espectroscopia de longitud de onda visible de asteroides". 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) . Asteroides III : 633–643. Bibcode :2002aste.book..633C. doi :10.2307/j.ctv1v7zdn4.48 . Consultado el 27 de octubre de 2017 .
^ ab DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (julio de 2009). «Una extensión de la taxonomía de asteroides Bus al infrarrojo cercano» (PDF) . Icarus . 202 (1): 160–180. Bibcode :2009Icar..202..160D. doi :10.1016/j.icarus.2009.02.005. Archivado desde el original el 17 de marzo de 2014. Consultado el 28 de marzo de 2018 .(Catálogo en PDS)
^ Tholen, DJ (1989). "Clasificaciones taxonómicas de asteroides". Asteroides II . Tucson: University of Arizona Press. págs. 1139–1150. ISBN. 978-0-8165-1123-5.
^ abc 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 sondeo espectroscópico de asteroides pequeños del cinturón principal. Una taxonomía basada en características". Icarus . 158 (1): 146–177. Bibcode :2002Icar..158..146B. doi :10.1006/icar.2002.6856.
^ ab Fornasier, S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. (octubre de 2007). "Estudio espectroscópico y fotométrico visible de troyanos de Júpiter: resultados finales sobre familias dinámicas". Icarus . 190 (2): 622–642. arXiv : 0704.0350 . Código Bibliográfico :2007Icar..190..622F. doi :10.1016/j.icarus.2007.03.033. S2CID 12844258.

Enlaces externos

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

[Lazzaro-2004-1] 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 . Consultado el 22 de diciembre de 2017 .

[Chapman-1975-2] Chapman, CR; Morrison, D.; Zellner, B. (mayo de 1975). "Propiedades superficiales de 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 978-1-10-709684-4 , p.163, Taxonomía de asteroides

[BusAsteroidsIII-4] Bus, SJ; Vilas, F.; Barucci, MA (2002). "Espectroscopia de longitud de onda visible de asteroides". 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) . Asteroides III : 633–643. Bibcode :2002aste.book..633C. doi :10.2307/j.ctv1v7zdn4.48 . Consultado el 27 de octubre de 2017 .

[Bus-DeMeo-taxonomy-6] DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (julio de 2009). «Una extensión de la taxonomía de asteroides Bus al infrarrojo cercano» (PDF) . Icarus . 202 (1): 160–180. Bibcode :2009Icar..202..160D. doi :10.1016/j.icarus.2009.02.005. Archivado desde el original el 17 de marzo de 2014. Consultado 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. págs. 1139–1150. ISBN. 978-0-8165-1123-5.

[Tholen-Taxonomic-notations-8] 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 sondeo espectroscópico de asteroides pequeños del cinturón principal. 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 espectroscópico y fotométrico visible de troyanos de Júpiter: resultados finales sobre familias dinámicas". Icarus . 190 (2): 622–642. arXiv : 0704.0350 . Código Bibliográfico :2007Icar..190..622F. doi :10.1016/j.icarus.2007.03.033. S2CID 12844258.