Untipus espectral d'asteroides s'assigna alsasteroides en funció del seuespectre dereflectància,color i, de vegades,albedo. Es creu que aquests tipus corresponen a la composició de la superfície d'un asteroide. Per als cossos petits que no estandiferenciats internament, la superfície i les composicions internes són presumiblement similars, mentre que se sap que els cossos grans comCeres iVesta tenen estructura interna.
Al llarg dels anys, hi ha hagut una sèrie d'estudis que han donat com a resultat un conjunt de diferents sistemes taxonòmics com les classificacionsTholen,SMASS iBus-DeMeo.[1]
L'any 1975, els astrònoms Clark R. Chapman, David Morrison i Ben Zellner van desenvolupar un sistema taxonòmic senzill per a asteroides basat en elcolor, l'albedo i laforma espectral. Les tres categories es van etiquetar amb «C» per als objectescarbonosos foscos, «S» per a objectes pedregosos (silicicis) i «U» per als que no encaixaven ni en C ni en S.[2]
Aquesta divisió bàsica dels espectres d'asteroides s'ha ampliat i aclarit des de llavors.[3] Actualment existeixen diversos esquemes de classificació i,[4] tot i que s'esforcen per mantenir una certa consistència mútua, molts asteroides s'ordenen en diferents classes segons l'esquema particular. Això es deu a l'ús de criteris diferents per a cada enfocament.
A continuació es descriuen les dues classificacions més utilitzades:
| Tholen | SMASSII (Bus) | Albedo | Característiques espectrals |
|---|---|---|---|
| A | A | moderat | Pendent vermell molt pronunciat a curt de 0,75μm; característica d'absorció moderadament profunda de 0,75 μm. |
| B,F | B | baix | Espectres lineals, generalment sense trets. Diferències en les característiques d'absorcióUV i presència/absència de característica d'absorció estreta prop de 0,7 μm. |
| C,G | C, Cb, Ch, Cg, Chg | baix | Espectres lineals, generalment sense trets. Diferències en les característiques d'absorció UV i presència/absència de característica d'absorció estreta prop de 0,7 μm. |
| D | D | baix | Espectre relativament sense trets amb un pendent vermell molt pronunciat. |
| E,M,P | X, Xc, Xe, Xk | des de baix (P) fins a molt alt (E) | Espectre generalment sense trets amb pendent vermellosa; diferències en característiques d'absorció subtil i/o curvatura espectral i/o reflectància relativa màxima. |
| Q | Q | moderat | Pendent vermellós curt de 0,7 μm; característica d'absorció profunda i arrodonida de 0,75 μm. |
| R | R | moderat | Pendent vermellós moderat cap avall de 0,7 μm; absorció profunda de 0,75 μm. |
| S | S, Sa, Sk, Sl, Sq, Sr | moderat | Pendent vermellós moderadament pronunciat cap avall de 0,7 μm; absorció de moderada a forta a llarg termini de 0,75 μm; pic de reflectància a 0,73 μm. Subgrups intermedis entre les classes S i A, K, L, Q, R. |
| T | T | baix | Moderadament vermellós curt de 0,75 μm; pla després. |
| V | V | moderat | Vermellós curt de 0,7 μm; absorció extremadament profunda a llarg termini de 0,75 μm. |
| — | K | moderat | Pendent vermell moderadament pronunciat a curt termini de 0,75 μm; màxim amb un angle suau i pla a blavós de 0,75 μm, amb poca o cap curvatura. |
| — | L, Ld | moderat | Desnivell vermell molt pronunciat a curt de 0,75 μm; pla llarg de 0,75 μm; diferències en el nivell màxim. |
| — | O | — | Tendència peculiar, coneguda fins ara per molt pocs asteroides. |
ElSmall Solar System Objects Spectroscopic Survey (S3OS2 oS3OS2, també conegut com aClassificació de Lazzaro) va observar 820 asteroides, utilitzant l'antic telescopi ESO d'1,52 metres a l'Observatori de La Silla durant el període 1996-2001.[1] Aquest estudi va aplicar tant la taxonomiaTholen com la deBus-Binzel (SMASS) als objectes observats, molts dels quals no havien estat classificats anteriorment. Per a la classificació semblant aTholen, la recerca va introduir un nou«tipus Caa», que mostra una àmplia banda d'absorció associada que indica una alteració aquosa de la superfície del cos. La classe Caa correspon altipus C deTholen i al tipus Ch hidratat deSMASS (incloent alguns tipus Cgh-, Cg- i C) i es va assignar a 106 cossos o al 13% dels objectes estudiats. A més, S3OS2 utilitza la classe K per als dos esquemes de classificació, un tipus que no existeix a la taxonomiaTholen original.[1]
Laclassificació Bus-DeMeo és un sistema taxonòmic d'asteroides dissenyat per Francesca DeMeo,Schelte Bus i Stephen Slivan l'any 2009.[6] Es basa en les característiques de l'espectre de reflectància de 371 asteroides mesurats amb unalongitud d'ona de 0,45 a 2,45micròmetres. Aquest sistema de 24 classes introdueix un nou«tipus Sv» i es basa en una anàlisi de components principals, d'acord amb la taxonomiaSMASS, que es basa en la classificació deTholen.[6]
La taxonomia més utilitzada durant més d'una dècada ha estat la deDavid J. Tholen, proposada per primera vegada el 1984. Aquesta classificació es va desenvolupar a partir d'espectres debanda ampla (entre 0,31 μm i 1,06 μm) obtinguts durant l'Estudi d'Asteroides de vuit colors (Eight-Color Asteroid Survey, ECAS) a ladècada del 1980, en combinació amb mesures d'albedo.[7] La formulació original es basava en 978 asteroides. L'esquema deTholen inclou 14 tipus, la majoria d'asteroides pertanyen a una de les tres categories àmplies i diversos tipus més petits (vegeu tambéVisió general de Tholen i SMASS anterior).
Els tipus són, amb els seus exemplars més grans entre parèntesis:
La taxonomia deTholen pot incloure fins a quatre lletres (per exemple, «SCTU»). L'esquema de classificació utilitza la lletra «I» per a dades espectrals«incoherents» i no s'ha de confondre amb untipus espectral. Un exemple és l'asteroidetemistià515 Athalia, que, en el moment de la classificació, era inconsistent, ja que l'espectre i l'albedo del cos eren el d'un asteroide pedregós i carbònic, respectivament.[8] Quan l'anàlisi numèrica del color subjacent era ambigua, als objectes se'ls assignaven dos o tres tipus en comptes d'un sol (per exemple,«CG» o«SCT»), per la qual cosa la seqüència de tipus reflecteix l'ordre de la desviació estàndard numèrica creixent, amb el tipus espectral més ajustat esmentat primer.[8] La taxonomia deTholen també té notacions addicionals, afegides al tipus espectral. La lletra«U» és una etiqueta qualificadora, utilitzada per a asteroides amb un espectre«inusual» (unusual en anglès), que cau lluny del centre del cúmul determinat en l'anàlisi numèrica. La notació «:» (uns dos punts) i «::» (dos dos punts) s'afegeixen quan les dades espectrals són«sorolloses» o«molt sorolloses», respectivament. Per exemple, elcreuador de Mart1747 Wright té una classe«AU:», el que significa que és un asteroide de tipus A, tot i que amb un espectre inusual i sorollós.[8]
Aquesta és una taxonomia més recent introduïda pelsastrònoms estatunidencsSchelte Bus iRichard Binzel l'any 2002, basada en elSmall Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS) de 1.447 asteroides. Aquesta enquesta va produir espectres d'una resolució molt més alta que l'ECAS (vegeu la classificació de Tholen més amunt) i va poder resoldre una varietat de característiques espectrals estretes. Tanmateix, es va observar un rang una mica més petit delongituds d'ona (0,44 μm a 0,92 μm). A més, no es van tenir en compte lesalbedos. Intentant mantenir la taxonomia deTholen tant com fos possible tenint en compte les diferents dades, els asteroides es van classificar en els 26 tipus que s'indiquen a continuació. Pel que fa a la taxonomia deTholen, la majoria dels cossos es troben en les tres grans categories C, S i X, amb uns quants cossos inusuals classificats en diversos més petits:
Es va trobar que un nombre significatiu de petits asteroides s'incloïen en els tipus Q, R i V, que només estaven representats per un sol cos en l'esquemaTholen. A l'esquema Bus i BinzelSMASS només es va assignar un tipus únic a qualsevol asteroide en particular.
La caracterització d'un asteroide inclou la mesura dels seusíndexs de color derivats d'unsistema fotomètric. Això es fa mesurant labrillantor de l'objecte mitjançant un conjunt de diferents filtres específics delongitud d'ona, les anomenades«bandes de pas».
En elsistema fotomètric UBV, que també s'utilitza per caracteritzar objectes llunyans a més dels asteroides clàssics, els tres filtres bàsics són:
| Colors | violeta | blau | cian | verd | groc | taronja | vermell |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Longituds d'ona | 380–450 nm | 450–495 nm | 495–520 nm | 520–570 nm | 570–590 nm | 590–620 nm | 620–750 nm |
En una observació, la brillantor d'un objecte es mesura dues vegades a través d'un filtre diferent. La diferència de magnitud resultant s'anomenaíndex de color. Per als asteroides, els índexs de color U−B o B−V són els més comuns. A més, també s'utilitzen els índexs V−R, V−I i R−I, on les lletres fotomètriques representen visible (V), vermell (R) i infrarroig (I). Es pot obtenir una seqüència fotomètrica com V–R–B–I a partir de les observacions en pocs minuts.[9]
| Índex de color | Plutins | Cubewans | Centaures | Disc dispers | Cometes | Troians de Júpiter |
|---|---|---|---|---|---|---|
| B−V | 0,895±0,190 | 0,973±0,174 | 0,886±0,213 | 0,875±0,159 | 0,795±0,035 | 0,777±0,091 |
| V−R | 0,568±0,106 | 0,622±0,126 | 0,573±0,127 | 0,553±0,132 | 0,441±0,122 | 0,445±0,048 |
| V−I | 1,095±0,201 | 1,181±0,237 | 1,104±0,245 | 1,070±0,220 | 0,935±0,141 | 0,861±0,090 |
| R−I | 0,536±0,135 | 0,586±0,148 | 0,548±0,150 | 0,517±0,102 | 0,451±0,059 | 0,416±0,057 |
S'espera que aquests esquemes de classificació siguin perfeccionats i/o substituïts a mesura que avança la investigació. Tanmateix, de moment, la classificació espectral basada en els dos estudis espectroscòpiques de resolució gruixuda anteriors de ladècada del 1990 segueix sent l'estàndard. Els científics no han pogut posar-se d'acord en un sistema taxonòmic millor, en gran part a causa de la dificultat d'obtenir mesures detallades de manera coherent per a una gran mostra d'asteroides (per exemple, espectres de resolució més fina o dades no espectrals com les densitats serien molt útils).
Algunes agrupacions d'asteroides s'han correlacionat amb els tipus demeteorits:
PDF) (en anglès). Asteroids III, març 2002, pàg. 633–643.Bibcode:2002aste.book..633C.DOI:10.2307/j.ctv1v7zdn4.48. PDF) (en anglès). Icarus, 202(1), juliol 2009. Arxivat de l'original el 2014-03-17.Bibcode:2009Icar..202..160D.DOI:10.1016/j.icarus.2009.02.005 [Consulta: 12 agost 2023]. PDF) (en anglès). Icarus, 172(1), novembre 2004.Bibcode:2004Icar..172..179L.DOI:10.1016/j.icarus.2004.06.006.
