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、そして場合によってはアルベドに基づいて割り当てられます。これらの型は、小惑星の表面組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、表面と内部の組成はおそらく類似していますが、ケレスやベスタのような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、多くの調査が行われ、トーレン分類、SMASS分類、バス・デメオ分類など、様々な分類体系が確立されてきました。[ 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略な分類体系を開発した。3つのカテゴリーは、暗色の炭素質天体を「 C 」、石質（珪質）天体を「 S」、CにもSにも当てはまらない天体を「U」と名付けた。[ 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、多くの分類体系が存在しており[ 4 ]、それらはある程度の相互一貫性を保つよう努めているものの、それぞれの分類体系によって小惑星が異なるクラスに分類されているケースが少なからずある。これは、それぞれの分類体系で異なる基準が用いられているためである。最も広く用いられている2つの分類体系を以下に説明する。
TholenとSMASSの概要
| トーレンクラス | SMASSII （バスクラス） | アルベド | スペクトルの特徴 |
|---|---|---|---|
| あ | あ | 適度 | 0.75 μm より短距離では非常に急峻な赤色の傾斜、0.75 μm より長距離で中程度に深い吸収特性。 |
| B、F | B | 低い | 直線的で、概ね特徴のないスペクトル。紫外線吸収特性に差異があり、0.7 μm付近の狭い吸収特性の有無が見られる。 |
| C、G | C、Cb、Ch、Cg、Chg | 低い | 直線的で、概ね特徴のないスペクトル。紫外線吸収特性に差異があり、0.7 μm付近の狭い吸収特性の有無が見られる。 |
| D | D | 低い | 非常に急な赤色の傾斜を持つ、比較的特徴のないスペクトル。 |
| E、M、P | X、Xc、Xe、Xk | 低い（P）から非常に高い（E）まで | 一般的には特徴のないスペクトルで、赤みがかった傾斜を持ちます。微妙な吸収特性やスペクトル曲率、ピーク相対反射率などに違いがあります。 |
| 質問 | 質問 | 適度 | 0.7 μm より短距離では赤みがかった傾斜、0.75 μm より長距離では深く丸みを帯びた吸収特性が見られます。 |
| R | R | 適度 | 0.7 μm より下方向に中程度の赤みがかった傾斜、0.75 μm より長方向に深い吸収。 |
| S | S、Sa、Sk、Sl、Sq、Sr | 適度 | 0.7 μmより下向きに中程度に急な赤みがかった傾斜、0.75 μmより長手方向に中程度から急な吸収、0.73 μmで反射率のピーク。バスサブグループはSクラスとA、K、L、Q、Rクラスの中間に位置する。 |
| T | T | 低い | 0.75 μmより手前はやや赤みがかっており、それより後ろは平坦。 |
| V | V | 適度 | 0.7 μmより短波長側は赤みがかっており、0.75 μmより長波長側では極めて深い吸収が見られます。 |
| — | K | 適度 | 0.75 μm より短めの赤色の傾斜。0.75 μm より長めの傾斜の最大値で、曲率がほとんどないか全くなく、平坦から青みがかった色。 |
| — | L、Ld | 適度 | 0.75 μm より短距離では赤色の傾斜が非常に急峻、0.75 μm より長距離では平坦、ピークレベルに差あり。 |
| — | お | — | 特異な傾向ですが、これまでに知られている小惑星はごくわずかです。 |
S3OS2分類
小太陽系天体分光サーベイ（S3OS2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ESO1.52メートル望遠鏡を用いて820個の小惑星を観測した。 [ 1 ]このサーベイでは、観測された天体にトーレン分類法とバス・ビンゼル分類法（SMASS）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、このサーベイで新たに「Caa型」が導入された。これは、天体表面の水和による変化を示す幅広い吸収帯を示す。Caa型はトーレンのC型とSMASSの水和したCh型（一部のCgh型、Cg型、C型を含む）に対応し、106個、つまり調査対象天体の13%に割り当てられた。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、これは元のトーレン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・スリヴァンによって2009年に考案された小惑星分類システムです。 [ 6 ]この分類システムは、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。24クラスからなるこの分類システムは、新たに「Sv」型を導入し、トーレン分類に基づくSMASS分類法に準拠した主成分分析に基づいています。 [ 6 ]
トーレン分類
最も広く用いられている分類法は、1984年に初めて提唱されたデイビッド・J・トーレンによるものである。この分類法は、1980年代の8色小惑星サーベイ（ECAS）で得られた広帯域スペクトル（0.31 μm～1.06 μm）とアルベド測定を組み合わせて開発された。[ 7 ]元々の定式化は978個の小惑星に基づいていた。トーレンの分類法には14のタイプがあり、小惑星の大部分は3つの大まかなカテゴリーのいずれかに分類される。さらに、より小さなタイプもいくつかある（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、括弧内は最大のタイプを示す。
Cグループ
- Cグループの小惑星は暗く、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型（例：10 ヒギエア）と、やや明るいB型（2 パラス）に属します。F型（704 インターアムニア）とG型（1 ケレス）は非常に稀です。アルベドが低い他の小惑星には、D型（624 ヘクトル）があり、これは主に外縁小惑星帯や木星トロヤ群に見られ、また稀に内縁小惑星帯に見られるT型（96 エーグル）もアルベドが低くなります。
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。もう一つの大きなグループは、石質のV型小惑星（4 ベスタ）で、「ベストイド」とも呼ばれ、ベスタファミリーの中で最も多く見られ、ベスタの巨大な衝突クレーターから発生したと考えられています。その他の小さなグループには、A型小惑星（246 アスポリナ）、Q型小惑星（1862 アポロ）、R型小惑星（349 デンボウスカ）などがあります。
Xグループ
- X型小惑星の傘グループは、その反射率（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類されます。最も暗いものはCグループに属し、アルベドは0.1未満です。これらは「原始的」なP型（259アレーテイア、190イスメネ）で、中間アルベドが0.10から0.30の「金属的」なM型（16プシケ）とは異なります。また、明るい「エンスタタイト」なE型小惑星もE型小惑星とは異なります。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小惑星群に見られます。
分類上の特徴
トーレン分類法は最大4文字（例：「SCTU」）で表されます。この分類法では、「I」という文字は「不一致な」スペクトルデータを表すために用いられますが、スペクトル型と混同しないでください。例えば、テミスティアの小惑星515アタリアは、分類当時は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スペクトルとアルベドであったため、不一致でした。[ 8 ]基礎となる数値色解析が曖昧な場合、天体は1つではなく2つまたは3つの型（例：「CG」または「SCT」）に割り当てられました。この場合、型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、スペクトル型に加えて追加の表記法もあります。「U」という文字は、数値解析で決定された星団中心から大きく外れた「異常な」スペクトルを持つ小惑星を表すための修飾フラグです。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）の表記が付加されます。例えば、火星横断小惑星1747ライトは「AU:」クラスに分類されます。これは、スペクトルが異常でノイズが多いものの、 A型小惑星であることを意味します。[ 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サーベイ（SMASS）に基づいた、より新しい分類法です。[ 9 ]この調査では、ECAS（上記のトーレン分類を参照）よりもはるかに高い解像度のスペクトルが生成され、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～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に努め、小惑星は以下に示す26の種類に分類されました。トーレン分類法では、大部分の天体が3つの広いC、S、および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型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「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、そしてトーレンG型と多少関連のあるCg型、Ch型、Cgh型が含まれます。「h」は「hydrated（水和）」の略です。
- Sグループの珪質（石質）天体には、最も一般的なS型小惑星に加え、A型、Q型、R型が含まれます。新しいクラスには、K型（181 Eucharis、221 Eos）とL型（83 Beatrix）の小惑星が含まれます。また、Sa、Sq、Sr、Sk、Slの5つのクラスがあり、これらはS型とこのグループの他の対応する型との間で遷移します。
- X群は主に金属元素からなる天体です。これには、最も一般的なX型小惑星に加え、トーレンによって分類されたM型、E型、P型が含まれます。Xe型、Xc型、Xk型は、通常のX型と対応するE型、C型、K型との間の遷移型です。
- その他のスペクトル型には、T型、D型、V型（4 ベスタ）があります。Ld型は新しい型で、L型小惑星よりも極端なスペクトル特性を持っています。この新しいO型小惑星の型は、その後、小惑星3628 ボジュニェムツォヴァーにのみ割り当てられました。
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ましたが、トーレンのスキームではこれらの天体は単一の天体としてのみ表されていました。バスとビンゼルの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ました。
色インデックス
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、波長ごとに異なるフィルター（いわゆるパスバンド）を通して天体の明るさを測定することで行われます。UBV測光システムは、古典的な小惑星に加えて遠方の天体の特性評価にも用いられており、3つの基本的なフィルターが用いられています。
- U:紫外線の通過帯域（約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、より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
| 色 | バイオレット | 青 | シアン | 緑 | 黄色 | オレンジ | 赤 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 波長 | 380～450 nm | 450～495 nm | 495～520 nm | 520～570 nm | 570～590 nm | 590～620 nm | 620～750 nm |
観測では、物体の明るさを異なるフィルターを通して2回測定します。その結果生じる等級の差は色指数と呼ばれます。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指数も用いられます。これらの測光文字は、可視光線（V）、赤（R）、赤外線（I）を表します。V−R−B−Iのような測光シーケンスは、観測から数分以内に得られます。[ 10 ]
| グループ | カラーインデックス | |||
|---|---|---|---|---|
| B−V | V−R | V−I | R−I | |
| プルチノス | 0.895 ± 0.190 | 0.568 ± 0.106 | 1.095 ± 0.201 | 0.536 ± 0.135 |
| キュベワノス | 0.973 ± 0.174 | 0.622 ± 0.126 | 1.181 ± 0.237 | 0.586 ± 0.148 |
| ケンタウロス | 0.886 ± 0.213 | 0.573 ± 0.127 | 1.104 ± 0.245 | 0.548 ± 0.150 |
| SDOs | 0.875 ± 0.159 | 0.553 ± 0.132 | 1.070 ± 0.220 | 0.517 ± 0.102 |
| 彗星 | 0.795 ± 0.035 | 0.441 ± 0.122 | 0.935 ± 0.141 | 0.451 ± 0.059 |
| 木星トロヤ群 | 0.777 ± 0.091 | 0.445 ± 0.048 | 0.861 ± 0.090 | 0.416 ± 0.057 |
評価
これらの分類体系は、今後の研究の進展に伴い、改良または置き換えが期待されています。しかしながら、現時点では、1990年代に実施された上記2つの粗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。科学者たちは、より優れた分類体系について合意に至っていません。その主な理由は、多数の小惑星サンプルについて一貫した詳細な測定データを得ることが困難であるためです（例えば、より高解像度のスペクトルや、密度などの非スペクトルデータは非常に有用です）。
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。
参照
参考文献
- ^ a b c Lazzaro, D.; Angeli, CA; Carvano, JM; Mothé-Diniz, T.; Duffard, R.; Florczak, M. (2004年11月). 「S3OS2：820個の小惑星の可視分光調査」(PDF) . Icarus . 172 (1): 179– 220. Bibcode : 2004Icar..172..179L . doi : 10.1016/j.icarus.2004.06.006 . 2017年12月22日閲覧.
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- ^トーマス・H・バーバイン著『小惑星 ― 天文・地質学上の物体』ケンブリッジ大学出版局、ケンブリッジ、2016年、 ISBN 978-1-10-709684-4、p.163、小惑星の分類
- ^ Bus, SJ; Vilas, F.; Barucci, MA (2002). 「小惑星の可視波長分光法」. Asteroids III . ツーソン:アリゾナ大学出版局. p. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1。
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- ^ Tholen, DJ (1989). 「小惑星の分類」.小惑星 II . ツーソン: アリゾナ大学出版局. pp. 1139– 1150. ISBN 978-0-8165-1123-5。
- ^ a b c David J. Tholen. 「小惑星の分類学上の分類 – 注釈」 . 2019年1月6日閲覧。
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- ^ a bフォルナシエ、S.ドット、E.エノー、O.マルザリ、F.ベーンハルト、H.デ・ルイーゼ、F.他。 (2007 年 10 月)。 「木星トロイの木馬の可視分光学的および測光的調査: 動的ファミリーに関する最終結果」。イカロス。190 ( 2) : 622–642.arXiv : 0704.0350 。Bibcode : 2007Icar..190..622F。土井：10.1016/j.icarus.2007.03.033。S2CID 12844258。
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）
