Clasificación espectral de asteroides
La clasificación espectral de los asteroides se refiere a los métodos de agrupación de los asteroides según sus características espectrales , su color y, a veces, su albedo .
Se cree que estas clasificaciones corresponden a la composición de la superficie de los asteroides. Para cuerpos más pequeños, aquellos que no se han diferenciado , la composición de la superficie probablemente sea similar a la interna. En cuerpos más grandes como 1 Ceres y 4 Vesta se sabe que existe una estructura interna.
Clasificación moderna
La clasificación moderna de asteroides comenzó en 1975 por Clark R. Chapman , David Morrison y Ben Zellner [1] con tres categorías: tipo C para objetos carbonosos oscuros, tipo S para objetos rocosos ( silicatos ) y tipo U para todos los demás. Posteriormente, esta clasificación se amplió y se aclaró.
Actualmente existen muchos otros esquemas de clasificación [2] y, aunque se esfuerzan por mantener la coherencia mutua, no pocos asteroides se clasifican de manera diferente según el esquema y los criterios adoptados. Las dos clasificaciones más utilizadas son la clasificación de Tholen y la clasificación SMASS .
Clasificación de thholen
Durante más de una década, la clasificación más utilizada ha sido la de David James Tholen , que se propuso por primera vez en 1984 . Se desarrolló a partir de observaciones espectrales de banda ancha (entre 0,31 µm y 1,06 µm) obtenidas durante el programa Eight-Color Asteroid Survey (ECAS) en la década de 1980 , con la adición de mediciones de albedo . [3] La formulación inicial se basó en 978 asteroides.
El esquema incluye 14 tipos; la mayoría de los asteroides caen en uno de los 3 grupos más grandes, los otros en los tipos más pequeños restantes.
- Grupo C : objetos carbonosos oscuros. Este grupo tiene 4 subtipos:
- Tipo S : objetos pétreos (silicatos). Este tipo comprende aproximadamente el 17% de todos los asteroides.
- Grupo X
- Tipo A : un grupo pequeño.
- Tipo D : un grupo pequeño.
- Tipo T : un grupo pequeño.
- Tipo Q : para el asteroide 1862 Apollo
- Tipo R : para el asteroide 349 Dembowska
- Tipo V : para el asteroide 4 Vesta
Los últimos tres tipos contienen cada uno un solo asteroide que tiene características espectrales únicas.
A algunos objetos se les asigna una combinación de dos o más tipos (ej .: CG) cuando sus características son una combinación de diferentes tipos.
Clasificación SMASS
Esta clasificación fue introducida por Schelte J. Bus y Richard P. Binzel en 2002 , y se basa en el programa Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS) y en una muestra de 1447 asteroides [4] . Este estudio produjo espectros a resoluciones más altas que ECAS, sin embargo, se observó una porción más pequeña de longitudes de onda (entre 0,44 µm y 0,92 µm). Además, no se consideró el albedo.
Aunque se intentó mantener los grupos de la clasificación de Tholen tanto como fuera posible, la diferencia en los datos llevó a una subdivisión en 24 tipos. La mayoría de los asteroides permanecen en los tres grupos más grandes (C, S y X).
- Grupo C : asteroides carbonosos, que incluyen:
- Grupo S : Silicatos, que incluyen:
- Grupo X : principalmente objetos metálicos que incluye:
- Tipo X : el tipo estándar del grupo X (incluye objetos clasificados por Tholen en los tipos M, E y P).
- Xe, Xc y Xk: transición entre el tipo X y otros tipos.
- Tipo T
- Tipo D
- Tipo Ld : un nuevo tipo con características espectrales más extremas que el tipo L.
- Tipo O
- Tipo V
Con esta clasificación un número significativo de objetos pequeños entran en los tipos Q, R y V, aquellos que en la clasificación de Tholen tienen un solo miembro.
En la clasificación SMASS no hay tipos combinados, cada asteroide cae en un solo tipo particular.
Observaciones finales
Estas clasificaciones están destinadas a ser refinadas o reemplazadas a medida que avanza la investigación. Sin embargo, la clasificación espectral basada en uno de los dos métodos expuestos ha perdurado desde la década de los noventa y todavía se utiliza ampliamente en la actualidad. Los científicos no pueden ponerse de acuerdo en una mejor clasificación, en gran parte debido a la dificultad de tener mediciones detalladas de una gran muestra de asteroides.
Nota
- ^ CR Chapman, D. Morrison y B. Zellner, Propiedades superficiales de los asteroides: una síntesis de polarimetría, radiometría y espectrofotometría , Ícaro, Vol. 25, págs. 104 (1975).
- ^ SJ Bus, F. Vilas y MA Barucci, Espectroscopia de longitud de onda visible de asteroides , en Asteroids III , págs. 169, University of Arizona Press (2002).
- ^ DJ Tholen, Clasificaciones taxonómicas de asteroides , en Asteroids II , págs. 1139-1150, University of Arizona Press (1989).
- ^ SJ Bus y RP Binzel, Fase II de la encuesta de espectroscopia de asteroides del cinturón principal pequeño: una taxonomía basada en características , Icarus, vol. 158, págs. 146 (2002).
