M형 소행성

M-type asteroid
2010년 ESA 로제타 우주선이 근접 비행 중 촬영한 M형 소행성 21 루테티아 이미지

M형(일명 M급) 소행성은 다른 소행성보다 [1]높은 농도의 금속상(예: 철-니켈)을 포함하는 것으로 보이는 소행성의 스펙트럼 등급으로, 철 [2]운석의 근원으로 널리 알려져 있다.

정의.

소행성은 가시에서 근적외선까지의 흡수 스펙트럼과 중간 정도의 광학적 알베도에 따라 M형으로 분류된다.스펙트럼적으로 유사한 E형 및 P형 소행성(구형 시스템에서는 E와 P 범주 모두 이전에 M형 소행성)과 함께 더 큰 X형 소행성 그룹에 포함되며 광학 알베도로만 [3]구별할 수 있다.

P형 알베도 < 0.1
M형 알베도 0.1... 0.3
E형 알베도 > 0.3

특성.

구성.

M형 소행성의 금속 함량이 높다는 증거는 간접적인 것일 뿐이지만(분류에 "M"을 사용한 이유) 매우 그럴듯하다.이들의 스펙트럼은 철 운석 및 엔스타타이트 [4]콘드라이트와 유사하며 레이더 관측 결과 레이더 알베도가 다른 소행성 [5]등급보다 훨씬 높아 철-니켈과 [1]같은 고밀도 조성의 존재와 일치한다.거의 모든 M타입은 보다 일반적인 S타입과 C타입보다 최소 2배 높은 레이더 알베도를 가지며, 약 1/3은 ~3배 [1]높은 레이더 알베도를 가진다.

M형 고해상도 스펙트럼은 때때로 0.75 μm의 긴 방향과 0.55 [6]μm의 짧은 방향의 미묘한 특징을 보였다.규산염의 존재는 많은 [7][8]경우 명백하며, 상당한 부분에서는 수화 규산염에 [9]기인하는 3μm에서의 흡수 특성의 증거를 보여준다.규산염, 특히 수화 규산염의 존재는 M형을 잔류 철심으로 해석하는 전통적인 해석과 상충된다.

M형 소행성의 운석 유사물.
Widmanstetten 패턴이 특징인 철-니켈 운석.
금속과 규산염의 혼합물을 나타내는 메소시데라이트.
금속과 규산염(엔스타타이트)의 혼합을 나타내는 엔스타타이트 콘드라이트.
금속이 풍부한 탄소질 콘드라이트 또는 벤쿠비나이트.
철-니켈과 올리빈으로 이루어진 돌-철 팰러사이트입니다.

벌크 밀도 및 다공성

소행성의 부피 밀도는 소행성의 구성과 운석 [10]유사체들에 대한 단서를 제공한다.M-타입의 경우 제안된 아날로그는 탄소질 콘드라이트의 일부 유형에 대해 최대3 3g/[2][4][9]cm에서 철-금속에 존재하는 철-니켈에 대해 약 8g/cm3 범위의 벌크 밀도를 가진다.소행성의 부피 밀도와 소행성을 구성하는 물질의 밀도(입자 또는 입자 밀도라고도 함)를 고려할 때, 사람들은 다공성을 계산할 수 있고 내부 구조의 일부를 추론할 수 있다. 예를 들어, 물체가 일관성이 있는지, 돌무더기 더미인지,[10] 또는 그 사이의 무엇인가를.

소행성의 부피 밀도를 계산하려면 그것의 질량과 부피의 정확한 추정이 필요합니다; 이 두 가지 모두 다른 태양계 물체에 비해 작은 크기를 고려하면 얻기 어렵습니다.더 큰 소행성의 경우, 사람들은 중력장이 다른 소행성과 궤도를 돌거나 근처로 날아가는 [11]우주선을 포함한 다른 물체에 어떻게 영향을 미치는지 관찰함으로써 질량을 추정할 수 있다.소행성이 하나 이상의 위성을 가지고 있는 경우, 예를 들어 2체 문제에서 합성의 질량을 추정하기 위해 집합 궤도 매개변수(예: 궤도 주기, 반조르 축)를 사용할 수 있다.

소행성의 부피를 추정하기 위해서는 최소한 소행성의 직경을 추정해야 한다.대부분의 경우, 이러한 수치는 소행성의 시각적 알베도(밝기), 엄폐 중의 코드 길이 또는 열 방출(예: IRAS 임무)에서 추정된다.몇몇 경우에 천문학자들은 다양한 기술을 사용하여 3차원 형상 모델을 개발하거나, 몇몇 행운의 경우 우주선 이미징을 통해 3차원 형상 모델을 개발했습니다.

소행성 밀도 레이더 반사율 법(질량, 크기)
16프시케 3.8±0.3[12] 말 0.34±0.08[13] 천문력 모양 모델
21루테티아 3.4±0.3[14] 분당 0.24±0.07[1] 로제타 우주선을 불러, 직접적인 영상.
22칼리오페 4.1±0.5[15][16] 0.15±0.05[5] 세력권의 달 라이너스의, 형태 모델이다.
69헤스 페리아 4.4 ± 1.0[17] 0.45 ± 0.12[1] 사용후기, 열적외선/레이더 크기 추정치
92 언디나 4.4 ± 0.4[17] 0.38 ± 0.09[1] 사용후기, 열적외선/레이더 크기 추정치
129 안티고네 3.0 ± 1.0[17] 0.36 ± 0.09[1] 사용후기, 열적외선/레이더 크기 추정치
216 클레오파트라 3.4 ± 0.5[18] 0.43 ± 0.10[19] 두 달의 궤도, 모양 모형

이 중 우주선 편향이나 달의 궤도에 의한 질량 측정이 가장 신뢰할 수 있는 것으로 여겨진다.Ephemeris의 추정치는 그 소행성에 있는 다른 물체의 미미한 중력에 기초하거나 그 반대이며, 신뢰성이 낮은 것으로 여겨진다.이 경고의 예외는 아마도 프시케일 것이다. 왜냐하면 그것은 가장 거대한 M형 소행성이고 수많은 [12]질량을 가지고 있기 때문이다.형상 모델(일반적으로 적응형 광학, 엄폐 및 레이더 이미징에서 파생된)에 기반한 크기 추정치가 가장 신뢰할 수 있습니다.직접 우주선 영상촬영(Lutetia)도 꽤 신뢰할 수 있다.열 IR(예: IRAS) 및 레이더 에코와 같은 간접 방법에 기반한 크기는 신뢰성이 떨어집니다.

M형 소행성 중 순수한 철-니켈 핵과 일치하는 부피 밀도를 가진 것은 없다.만약 이 물체들이 다공질이라면, 그 해석은 여전히 유효할 수 있다; 그러나, [12]사이케의 큰 크기 때문에 이것이 프시케에게 일어날 것 같지 않다는 것이 일치된 의견이다.대부분의 M형 소행성의 규산염 스펙트럼 증거를 고려할 때, 이러한 대형 소행성의 대부분은 저밀도 운석 유사체(예: 엔스타타이트 콘드라이트, 금속이 풍부한 탄소질 콘드라이트, 메소시데라이트)로 구성되며, 경우에 따라서는 잔해 [20][18][12][21]더미일 수도 있다는 것이 공통된 해석이다.

M형 소행성의 형성

M형 소행성에 대한 가장 초기의 해석은 그들이 태양계 [2]초기 역사에서 빈번하게 일어난 것으로 생각되는 거대한 충돌로 인해 그 위에 있는 지각과 맨틀을 벗겨낸 초기 원시 행성들의 잔존 핵이라는 것이었다.

작은 M형 소행성들 중 일부는 이러한 방식으로 형성되었을 수 있지만, M형 [22]소행성들 중 가장 큰 16개의 프시케에 대해서는 그러한 해석이 도전받았다.프시케가 이런 [22]식으로 형성되는 것에 반대하는 세 가지 주장이 있다.첫째, 이 행성은 베스타 크기(약 500km)의 원시행성으로 시작되었을 것이다. 통계적으로, 베스타가 온전한 상태에서 프시케가 완전히 교란되었을 가능성은 낮다.둘째, 프시케와 관련된 소행성군에 대한 관측 증거가 거의 또는 전혀 없으며, 셋째, 이 사건으로 인해 발생할 것으로 예상되는 맨틀 조각(즉, 올리빈)에 대한 분광 증거가 없다.대신 프시케는 잘 혼합된 철 규산염 [22]물체로 중력으로 다시 축적된 원시 행성의 잔해라는 주장이 제기되어 왔다.금속 규산염 운석인 메소시데라이트에는 그러한 모체의 물체일 수 있는 수많은 예가 있습니다.

이 두 번째 해석에 대한 한 가지 가능한 반응은 M형 소행성(프시케 16개 포함)이 태양에 훨씬 더 가까이(1-2au) 축적되어 녹은 상태(또는 부분적으로)에서 얇은 지각/망틀이 제거되고 나중에 현재의 소행성 [23]벨트로 동적으로 이동했다는 것이다.

세 번째 견해는 16개의 프시케를 포함한 가장 큰 M형은 분화된 물체일 수 있지만(1Ceres와 4 Vesta와 같은) 철과 휘발성 물질(예: 황)의 적절한 혼합을 고려할 때 이들 물체는 여전히 냉각 [24]중인 철 화산활동의 일종인 강화산을 경험했을 수 있다는 것이다.

주목할 만한 M형 소행성

JPL 소체 데이터베이스에는 톨렌 소행성 스펙트럼 분류 [25]체계로 분류된 980개의 소행성이 있다.이 중 38개는 [26]M형으로 분류된다.다른 10개는 원래 X형으로 분류되었지만, 광학적 알베도가 0.1에서 [27]0.3 사이에 있기 때문에 현재는 M형으로 분류됩니다.전체적으로 M형은 톨렌 분류법에 따라 분류된 소행성의 약 5%를 차지한다.

16 프시케

프시케는 평균 지름이 222km인 M형 소행성 중 가장 것으로 .비교적 높은 평균 레이더 알베도를 가지고 OC0. 표면 [13]에 금속 함량이 높다는 것을 나타냅니다.프시케 우주선은 2026년 초에 도착한 프시케 16호를 방문할 예정이다.

21 루테티아

21 루테티아는 평균 지름 100km로 [1]2010년 [28]7월 10일 로제타 우주 탐사선이 루테티아를 방문했을 때 우주선에 의해 촬영된 최초의 M형 소행성이었다. 레이더 알베도 ± {\{0.07은 평균 S형 또는 C형 소행성의 약 두 배이며, 레골리스는 다른 소행성 [1]등급에 비해 높은 양의 금속상을 포함하고 있음을 시사한다.로제타 분광계(VIRTIS)의 데이터를 이용한 분석은 에타타타이트계 또는 철분이 풍부한 탄소질 콘드라이트 [29]재료와 일치했다.

22 갈리오페

22 칼리오페는 평균 지름이 150km로 [15]두 번째로 큰 M형 소행성이다.라이너스라는[30] 이름의 한 위성은 2001년에 발견되었고 정확한 질량을 추정할 수 있다.대부분의 M형 소행성과 달리, 칼리오페의 레이더 알베도는 0.15로 S형 [5]및 C형 소행성과 유사하며, 레골리스에 금속이 풍부하게 함유되어 있는 것을 시사하지 않는다.신뢰성 있는 크기와 모양, 4.1g/[15][16]cm의3 비교적 높은 벌크 밀도를 제공하기 위해 사용되어 온 고해상도 적응 광학 이미징의 대상이 되어 왔습니다.

216 클레오파트라

216 클레오파트라는 평균 지름이 122km로 16 프시케와 22 칼리오페에 [19]이어 세 번째로 큰 M형 소행성이다.레이더 delay-Doppler 영상. 망원경으로만 보이는 이미지와 여러 별의 occultations 모양 흔히"dog-bone"또는"아령 언급과 함께가 되기 위해 접촉 소행성을 보여 준다."아레 시보 레이더 망 원경에서[19]레이더 관측σ^ OC=0.43±0.10{\displaystyle{\hat이 매우 높은 레이더 albedo을 나타낸다. 0남반구), 풍부한 금속 성분과 [19]일치합니다.클레오파트라는 또한 알렉셀리오스와 클레오셀레나라는 이름의 두 개의 작은 위성의 존재로 유명하며, 이 위성은 그것의 질량과 부피 밀도를 정확하게 [31]계산할 수 있게 해 주었다.

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레퍼런스

  1. ^ a b c d e f g h i Shepard, M.K.; et al. (2015). "A radar survey of M- and X-class asteroids: III. Insights into their composition, hydration state, and structure". Icarus. 245: 38–55. doi:10.1016/j.icarus.2014.09.016.
  2. ^ a b c Bell, J.F.; et al. (2015). "Asteroids: The big picture". In Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, ‎Mildred Shapley (eds.). Asteroids II. University of Arizona Press. pp. 921–948. ISBN 0-8165-2281-2.
  3. ^ Tholen, D.J.; Barucci, M.A. (1989). "Asteroid taxonomy". In Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; ‎ Matthews, Mildred Shapley (eds.). Asteroids II. University of Arizona Press. pp. 298–315. ISBN 0-8165-1123-3.
  4. ^ a b Gaffey; Bell, J.F.; Cruikshank, D. (1989). "Asteroid surface mineralogy". In Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, ‎Mildred Shapley (eds.). Asteroids II. University of Arizona Press. pp. 98–127. ISBN 0-8165-1123-3.
  5. ^ a b c Magri, C.; et al. (2007). "A radar survey of main-belt asteroids: Arecibo observations of 55 objects during 1999–2004". Icarus. 186: 126–151. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.018.
  6. ^ Bus, S.J.; Binzel, R.P. (2002). "Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy". Icarus. 158 (1): 146–177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856.
  7. ^ Ockert-Bell, M.; et al. (2010). "The composition of M-type asteroids: Synthesis of spectroscopic and radar observations". Icarus. 210: 674–692. doi:10.1016/j.icarus.2010.08.002.
  8. ^ Lupishko, D.F.; et al. (1982). "UBV photometry of the M-type asteroids 16 Psyche and 22 Kalliope". Solar System Research. 16: 75. Bibcode:1982AVest..16..101L.
  9. ^ a b Rivkin, A.S.; et al. (2000). "The nature of M-class asteroids from 3-micron observations". Icarus. 145 (2): 351. Bibcode:2000Icar..145..351R. doi:10.1006/icar.2000.6354.
  10. ^ a b Britt, D.T.; et al. (2015). "Asteroids' density, porosity, and structure". In Bottke, W.F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R.P. (eds.). Asteroids III. University of Arizona Press. pp. 485–500. ISBN 0-8165-1123-3.
  11. ^ Pitjeva, E.V.; Pitjev, N.P. (2018). "Masses of the main asteroid belt and the Kuiper belt from the motions of planets and spacecraft". Earth and Planetary Astrophysics. 44: 554–566. arXiv:1811.05191v1. doi:10.1134/S1063773718090050.
  12. ^ a b c d Elkins-Tanton, L. T.; et al. (2020). "Observations, meteorites, and models: A preflight assessment of the composition and formation of (16) Psyche". Journal of Geophysical Research: Planets. 125: 23. doi:10.1029/2019JE006296.
  13. ^ a b Shepard, M.K.; et al. (2021). "Asteroid 16 Psyche: Shape, features, and global map". The Planetary Science Journal. 2: 16. doi:10.3847/PSJ/abfdba.
  14. ^ Sierks, H.; et al. (2011). "Images of asteroid 21 Lutetia: A remnant planetesimal from the early Solar system" (PDF). Science. 334 (6055): 487–490. Bibcode:2011Sci...334..487S. doi:10.1126/science.1207325. hdl:1721.1/110553. PMID 22034428.
  15. ^ a b c Vernazza, P.; et al. (2021). "VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis". Astronomy and Astrophysics. 654 (A56): 48. doi:10.1051/0004-6361/202141781.
  16. ^ a b Ferrais, M. (2021). M-type (22) Kalliope: High density and differentiated interior. 15th Europlanet Science Congress. Retrieved 30 December 2021 – via NASA ADS.
  17. ^ a b c Carry, B. (2012). "Density of asteroids". Planetary and Space Science. 73 (1): 98–118. arXiv:1203.4336. doi:10.1016/j.pss.2012.03.009.
  18. ^ a b Marchis, F.; Jorda, L.; Vernazza, P.; Brož, M.; Hanuš, J.; Ferrais, M.; et al. (September 2021). "(216) Kleopatra, a low density, critically rotating, M-type asteroid". Astronomy & Astrophysics. 653. doi:10.1051/0004-6361/202140874. A57. Retrieved 13 October 2021.
  19. ^ a b c d Shepard, Michael K.; Timerson, Bradley; Scheeres, Daniel J.; Benner, Lance A.M.; Giorgini, Jon D.; Howell, Ellen S.; et al. (2018). "A revised shape model of asteroid (216) Kleopatra". Icarus. 311: 197–209. Bibcode:2018Icar..311..197S. doi:10.1016/j.icarus.2018.04.002.
  20. ^ Descamps, P.; Marchis, F.; Pollock, J.; Berthier, J.; Vachier, F.; Birlan, M.; et al. (2008). "New determination of the size and bulk density of the binary asteroid 22 Kalliope from observations of mutual eclipses". Icarus. 196 (2): 578–600. arXiv:0710.1471. Bibcode:2008Icar..196..578D. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.014.
  21. ^ Viikinkoski, M.; Vernazza, P.; Hanuš, J.; le Coroller, H.; Tazhenova, K.; Carry, B.; et al. (6 November 2018). "(16) Psyche: A mesosiderite-like asteroid?" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 619 (L3): L3. arXiv:1810.02771. Bibcode:2018DPS....5040408M. doi:10.1051/0004-6361/201834091. S2CID 54075141.
  22. ^ a b c Davis, D.R.; Farinella, P.; Marzari, F. (1999). "The missing Psyche family: Collisionally eroded or never formed?". Icarus. 137 (1): 140–151. doi:10.1006/icar.1998.6037.
  23. ^ Scott, E.; et al. (2014). "Origin of igneous meteorites and differentiated asteroids". SAO/NASA ADS. ACM.
  24. ^ Johnson, B.C.; Sori, M.M.; Evans, A.J. (2020). "Ferrovolcanism of metal worlds and the origin of pallasites". Nature Astronomy. 4: 41–44. arXiv:1909.07451. doi:10.1038/s41550-019-0885-x.
  25. ^ "spec. type (Tholen) is defined". JPL Solar System Dynamics. JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Retrieved 26 Dec 2021.
  26. ^ "spec. type (Tholen) = M". JPL Solar System Dynamics. JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Retrieved 26 Dec 2021.
  27. ^ "spec. type (Tholen) = X AND albedo >= 0.1 AND albedo <= 0.3". JPL Solar System Dynamics. JPL Small-Body Database Search Engine. JPL. Retrieved 26 Dec 2021.
  28. ^ Schulz, R.; et al. (2012). "Rosetta fly-by at asteroid (21) Lutetia: An overview". Planetary and Space Science. 66 (1): 2–8. doi:10.1016/j.pss.2011.11.013.
  29. ^ Coradini, A.; et al. (2011). "The surface composition and temperature of asteroid 21 Lutetia as observed by Rosetta/VIRTIS". Science. 334 (492): 4. doi:10.1126/science.1204062.
  30. ^ Margot, J.L.; Brown, M.E. (2003). "A low-density M-type asteroid in the main belt". Science. 300 (5627): 1939–1942. doi:10.1126/science.1085844.
  31. ^ Descamps, P.; et al. (2011). "Triplicity and physical characteristics of asteroid (216) Kleopatra". Icarus. 245: 64–69. doi:10.1016/j.icarus.2010.11.016.