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小行星光譜類型

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关于半人馬座和海王星外天體的光譜類型，请见「海王星外天體 § 光譜類型」。
按與太陽距離劃分的小行星光譜類型分佈

小行星光譜類型是根據小行星光譜的發射光譜、顏色，有時還參考反照率分辨其類型。這些類型被認為對應於小行星的表面組成。對於沒有內部分異的小天體，其表面和內部成分可能是相似的，而如穀神星和灶神星等大型天體已知具有內部結構。多年來，進行了一些調查，產生了幾套不同的分類系統，例如托倫，SMASS和巴斯–德梅奧（Bus–DeMeo）等分類[1]。

分類系統

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1975年，天文學家克拉克·查普曼、戴維·莫里森和本·澤爾納（英語：Ben Zellner）根據顏色、反照率和光譜形狀開發了小行星的簡單分類系統。這三類被標記為“C”用於暗碳質天體，“S”為石質（矽質）天體，以及“U”用於不適合C或S的天體[2]。這種小行星光譜的基本劃分日後得到了擴展和闡明[3]。現時存在許多分類方案[4]，雖然它們努力保持一些相互一致性，但相當多的小行星根據特定的方案被分為不同的類別。這是因為每種方法使用不同的標準。下面介紹了兩種最常用的分類：

托倫和SMASS概述

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参见：Category:小行星光譜分類
小行星分類類摘要[5]:Table 2
托倫分類SMASSII
（巴斯分類）		反照率光譜特徵
AA溫和短距為0.75μm非常陡峭的紅色斜率；長至0.75μm中等深度吸收特徵。
B、FB低線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
C、GC、Cb、Ch、Cg、Chg低線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
DD低相對無特徵的光譜，具有非常陡峭的紅色斜率。
E、M、PX、 Xc、Xe、Xk從低（P）
至非常高（E）		通常無特徵的光譜，具有微紅斜率;微妙的吸收特徵和/或光譜曲率和/或峰值相對反射率的差異。
QQ溫和短向的紅色斜率為0.7μm；長為0.75μm深，圓形的吸收特徵。
RR溫和中等偏紅斜率，向下0.7μm；深度吸收長為0.75μm。
SS、Sa、Sk、Sl、Sq、Sr溫和適度陡峭的紅色斜率，向下0.7μm；中度至陡峭的吸收，長為0.75μm；反射率峰值為0.73μm。巴斯子群組介於S和A、K、L、Q、R 類之間。
TT低中度淡紅色，短距0.75μm；之後平坦。
VV溫和淡紅色短距為0.7μm；極深的吸收長至0.75μm。
—K溫和適度陡峭的紅色斜率，短距為0.75μm；最大平滑角度，平坦至藍色，長向為0.75μm，曲率很小或沒有曲率。
—L、Ld溫和非常陡峭的紅色斜率，短距為0.75μm；平坦的長向為0.75μm；峰值水平的差異。
—O—奇特的趨勢，到目前為止已知的小行星非常少。

S3OS2 分類

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太陽系小天體光譜調查（Small Solar System Objects Spectroscopic Survey，S3OS2或S3OS2），也稱為拉扎羅分類（Lazzaro classification）。在1996年至2001年使用拉西拉天文台的ESO 1.52米望遠鏡觀察了802顆小行星[1]。這項調查將托倫和巴斯-賓澤爾（Bus-Binzel，SMASS）分類法應用於觀察到的天體，其中許多以前沒有被分類過。對於托倫分類，這次調查引入了一種新的“Caa型”，它顯示了一個寬闊的吸收帶，指示天體表面的水性改變。Caa類對應於托倫的C型和SMASS'水合Ch型（包括一些Cgh、Cg-和C型），被調查天體的106個或13%屬於此一類型。此外，S3OS2將K-型用於兩種分類方案，這種類型在原始的托倫分類中並不存在[1]。

巴斯–德梅奧分類

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巴斯–德梅奧分類是由弗朗西斯卡·德梅奧（英语：Meanings of minor planet names: 8001–9000#8070）、舍爾特·巴斯和斯蒂芬·斯利文（英语：Meanings of minor planet names: 17001–18000#17215）於2009年設計的小行星分類系統[6]。它基於在0.45-2.45微米波長範圍內測量的371顆小行星的反射率光譜特性。這是由24個類別組成的系統，引入了一個新的“Sv”型，並且根據SMASS分類法，基於主成分分析。但SMASS分類法本身又基於托倫分類法[6]。

托倫分類

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十多年來使用最廣泛的分類法是大衛·J·托倫於1984年提出的。這種分類是根據20世紀80年代八色小行星調查（ECAS，Eight-Color Asteroid Survey）期間獲得的寬頻光譜（0.31μm至1.06μm）結合反照率量測結果發展而來的[7]。最初的分類是基於978顆小行星。托倫分類包括14種類型，其中大多數小行星屬於三大類之一，還有一些較小的類型（另請參見上文托倫和SMASS概述）。其中最大的3群並再細分出子型，它們的類型如下，括弧中的範例是該型最大的小行星：

C-群

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小行星中的C型是黑暗的，為碳質天體。這群中的大多數天體屬於標準C型（例如10 健神星)，和有些"更亮點的"B型（2 智神星）。更為罕見的F-型（704 英特利亞）和G-型（1 穀神星）。其它低反照率類別是D-型（624 赫克特），通常見於外小行星帶和木星特洛伊，以及來自內主帶的罕見的T-型小行星（96 輝神星）。

S-群

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此群有S型（15 司法星、3 婚神星）是矽質（或"石質"）天體。另一大類是類似石質的V型（4 灶神星），也被稱為"灶神星族小行星"，被認為起源於灶神星上的一個大型撞擊坑，它也是最為常見的灶神星族成員。其它的小類型包括A-型（246 阿斯波林），Q-型（1862 阿波羅），和R-型小行星（349 登博斯卡）。

X-群

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根據反射率的程度（暗、中、亮），X型可以進一步分為三個子型。最暗的與C群有關，反照率低於0.1。這些是原始的P-型（259 理神星、190 怯女星）。不同於"金屬"M型（16靈神星），中等的反照率為0.10至0.30，最明亮的"頑石"E型，主要見於小行星帶最內部的匈牙利族小行星成員。

分類特徵

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托倫分類法最多可能包含四個字母（例如"SCTU"）。分類法使用字母"I"表示"不一致"（"inconsistent"）的光譜數據，不應與光譜類型混淆。一個例子是司理星族小行星515 阿塔利亞，因為天體的光譜和反照率分別是石質和碳質小行星的光譜和反照率，使得在分類時是不一致的[8]。當基礎的數值顏色分析不明確時，將對象分配為兩種或三種類型，而不僅僅是一種類型（例如"CG"或"SCT"），其中類型序列反映了數值標準差遞增的順序，首先提到的是最佳擬合光譜類型[8]。托倫分類法也有額外的符號，附加到光譜類型。字母"U"是一個資格標誌，用於具有"不尋常"光譜的小行星，這種光譜與確定的星團中心分析的數值相去甚遠。當光譜數據有雜訊或有很多雜訊時，分別添加符號":"（單冒號）和"::"（兩個冒號）。例如，穿越火星軌道的1747 賴特的類型為有一個冒號的"AU:"，這意味著儘管具有不尋常且嘈雜的頻譜，它還是一個A-型小行星[8]。

SMASS 分類法

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這是美國天文學家舍爾特·巴斯和理查·賓澤爾（英语：Richard Binzel）基於對1,447顆小行星的小規模主帶小行星光譜調查（Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey，SMASS）在2002年引入的一種更新的分類法[9]。這項調查產生的光譜解析度遠遠高於ECAS（見上文托倫分類），並能够解析各種窄頻光譜特徵。然而，觀察到的波長範圍較小（0.44μm至0.92μm）。此外，反照率未被考慮。鑒於到數據的不同，為了盡可能保持托倫分類，小行星被分類為以下26種類型。至於托倫分類，大多數天體分為三大類：C、S和X群，少數不尋常的天體分為幾個較小的類型（請參閱前述托倫和SMASS概述）:

發現大量小行星落在Q型、R型、和V型，但在托倫分類中只有一個類型代表。在巴斯和賓澤爾的SMASS分類方案中，只有一種類型被分配到任何特殊的小行星[來源請求]。

色指數

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关于非經典小行星，请见「遠距離天體色指數」。
关于分類BB、BR、IR和RR，请见「遠距離天體光譜類型」。
波長

小行星的特徵包括量測其色指數，其來源於測光系統。這是通過一組不同波長的特定濾鏡，即所謂的通帶，量測物體的亮度來實現的。在UBV測光系統中，除經典小行星外，還用於表徵遠距離天體，三個基本濾鏡是：

  • U：紫外線的通帶，~320-380 nm，意思是364 nm。
  • B：藍光的通帶，包括一些紫色，~395-500 nm，意思是442 nm。
  • V：對可見光敏感的通帶，更具體地說是可見光的綠-黃部分，~510-600 nm，意思是540 nm。
可見光的波長
顏色紫色藍色綠色黃色橙色紅色
波長380–450 nm450–495 nm495–570 nm570–590 nm590–620 nm620–750 nm

在觀察中，天體的亮度通過不同的濾鏡測量兩次，由此產生的幅度差異稱為色指數。對於小行星，U-B或B-V色指數是最常見的。此外，還使用了 V–R、V–I 和 R–I 指數，其中光度測量字母代表可見（V）、紅色 （R） 和紅外（I）。光度序列，如V-R-B-I，可以在幾分鐘內從觀察中獲得[10]。

外太陽系中動力學群（英语：List of minor-planet groups）的平均色指數[10]:35
色指數冥族小天體
（Plutino）		QB1天體
（Cubewano）		半人馬小行星
（Centaurs）		離散盤
（SDOs）		彗星
（Comet）		木星特洛伊
（Jupiter trojan）
B–V6999895000000000000♠0.895±0.1906999973000000000000♠0.973±0.1746999886000000000000♠0.886±0.2136999875000000000000♠0.875±0.1596999795000000000000♠0.795±0.0356999777000000000000♠0.777±0.091
V–R6999568000000000000♠0.568±0.1066999622000000000000♠0.622±0.1266999573000000000000♠0.573±0.1276999553000000000000♠0.553±0.1326999441000000000000♠0.441±0.1226999445000000000000♠0.445±0.048
V–I7000109500000000000♠1.095±0.2017000118100000000000♠1.181±0.2377000110400000000000♠1.104±0.2457000107000000000000♠1.070±0.2206999935000000000000♠0.935±0.1416999861000000000000♠0.861±0.090
R–I6999536000000000000♠0.536±0.1356999586000000000000♠0.586±0.1486999548000000000000♠0.548±0.1506999517000000000000♠0.517±0.1026999451000000000000♠0.451±0.0596999416000000000000♠0.416±0.057

評價

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隨著進一步的研究進展，這些分類方案有望得到改進和/或替換。然而，就目前而言，基於上世紀90年代兩次低解析度光譜調查的光譜分類仍然是標準。科學家們一直無法就更好的分類系統達成一致，這主要是因為難以對大量小行星樣本進行一致的詳細量測（例如，更精細的解析度光譜，或密度等非常有用的非光譜數據）。

與隕石類型的相關性

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小行星的一些分類與隕石類型相關：

相關條目

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參考資料

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  1. ^1.01.11.2Lazzaro, D.; Angeli, C. A.; Carvano, J. M.; Mothé-Diniz, T.; Duffard, R.; Florczak, M.S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids(PDF). Icarus. November 2004,172 (1): 179–220 [22 December 2017].Bibcode:2004Icar..172..179L.doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006. （原始内容存档(PDF)于2020-07-28）. 
  2. ^Chapman, C. R.; Morrison, D.; Zellner, B. Surface properties of asteroids - A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry.Icarus. May 1975,25 (1): 104–130.Bibcode:1975Icar...25..104C.doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8. 
  3. ^Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016,ISBN 978-1-10-709684-4, p.163,Asteroid Taxonomy
  4. ^Bus, S. J.; Vilas, F.; Barucci, M. A. Visible-wavelength spectroscopy of asteroids. Asteroids III. Tucson:University of Arizona Press. 2002: 169.ISBN 978-0-8165-2281-1. 
  5. ^Cellino, A.; Bus, S. J.; Doressoundiram, A.; Lazzaro, D.Spectroscopic Properties of Asteroid Families(PDF). Asteroids III. March 2002: 633–643 [27 October 2017].Bibcode:2002aste.book..633C.doi:10.2307/j.ctv1v7zdn4.48. （原始内容存档(PDF)于2022-08-14）. 
  6. ^6.06.1DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J.An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared(PDF). Icarus. July 2009,202 (1): 160–180 [28 March 2018].Bibcode:2009Icar..202..160D.doi:10.1016/j.icarus.2009.02.005. （原始内容存档于17 March 2014）.  (Catalog （页面存档备份，存于互联网档案馆） atPDS （页面存档备份，存于互联网档案馆）)
  7. ^Tholen, D. J. Asteroid taxonomic classifications.Asteroids II. Tucson: University of Arizona Press. 1989:1139–1150.ISBN 978-0-8165-1123-5. 
  8. ^8.08.18.2David J. Tholen.Taxonomic Classifications Of Asteroids – Notes. [6 January 2019]. （原始内容存档于2022-09-02）. 
  9. ^Bus, Schelte J.; Binzel, Richard P. Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. A Feature-Based Taxonomy. Icarus. July 2002,158 (1): 146–177.Bibcode:2002Icar..158..146B.doi:10.1006/icar.2002.6856. 
  10. ^10.010.1Fornasier, S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: Final results on dynamical families. Icarus. October 2007,190 (2): 622–642.Bibcode:2007Icar..190..622F.S2CID 12844258.arXiv:0704.0350 可免费查阅.doi:10.1016/j.icarus.2007.03.033. 

外部連結

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主題
分布
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