Classificazione spettrale degli asteroidi
Per classificazione spettrale degli asteroidi si intendono i metodi per raggruppare gli asteroidi in base alle loro caratteristiche spettrali, al loro colore e, a volte, alla loro albedo.
Si ritiene che queste classificazioni corrispondano alla composizione superficiale degli asteroidi. Per i corpi più piccoli, quelli che non si sono differenziati, la composizione superficiale è verosimilmente simile a quella interna. Nei corpi più grandi come 1 Cerere e 4 Vesta si sa invece che esiste una struttura interna.
Classificazione moderna
[modifica | modifica wikitesto]La classificazione moderna degli asteroidi è iniziata nel 1975 a opera di Clark R. Chapman, David Morrison e Ben Zellner [1] con tre categorie: tipo C per gli oggetti scuri carboniosi, tipo S per gli oggetti rocciosi (silicati) e tipo U per tutti gli altri. Questa classificazione è stata in seguito ampliata e chiarificata.
Attualmente esistono molti altri schemi di classificazione [2] e benché si sforzino di mantenere una reciproca coerenza, non pochi asteroidi sono classificati in modo diverso a seconda dello schema e dei criteri adottati. Le due classificazioni più usate sono la classificazione Tholen e la classificazione SMASS.
Classificazione Tholen
[modifica | modifica wikitesto]Da oltre un decennio la classificazione maggiormente usata è quella di David James Tholen, che fu proposta per la prima volta nel 1984. Si è sviluppata a partire dalle osservazioni spettrali ad ampia banda (tra 0,31 µm e 1,06 µm) ottenute durante il programma Eight-Color Asteroid Survey (ECAS) negli anni ottanta, con l'aggiunta delle misurazioni di albedo.[3] La formulazione iniziale era basata su 978 asteroidi.
Lo schema include 14 tipi; la maggioranza degli asteroidi rientra in uno dei 3 gruppi più ampi, gli altri nei restanti tipi più piccoli.
- Gruppo C: oggetti carboniosi scuri. Questo gruppo ha 4 sotto-tipi:
- Tipo S: oggetti pietrosi (silicati). Questo tipo comprende circa il 17% di tutti gli asteroidi.
- Gruppo X
- Tipo A: un piccolo gruppo.
- Tipo D: un piccolo gruppo.
- Tipo T: un piccolo gruppo.
- Tipo Q: per l'asteroide 1862 Apollo
- Tipo R: per l'asteroide 349 Dembowska
- Tipo V: per l'asteroide 4 Vesta
Gli ultimi tre tipi contengono ciascuno un solo asteroide che ha caratteristiche spettrali uniche.
Ad alcuni oggetti viene assegnata una combinazione di due o più tipi (es: CG) quando le loro caratteristiche sono una combinazione di tipi diversi.
Classificazione SMASS
[modifica | modifica wikitesto]Questa classificazione è stata introdotta da Schelte John Bus e Richard P. Binzel nel 2002, ed è basata sul programma Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS) e su un campione di 1447 asteroidi [4]. Questo studio ha prodotto spettri a risoluzioni più alte rispetto all'ECAS, tuttavia è stata osservata una porzione più piccola di lunghezze d'onda (tra 0,44 µm e 0,92 µm). Inoltre non è stato considerata l'albedo.
Nonostante si sia tentato di mantenere il più possibile i gruppi della classificazione Tholen, la differenza nei dati ha portato ad una suddivisione in 24 tipi. La maggioranza degli asteroidi rimane nei tre gruppi più ampi (C, S e X).
- Gruppo C: asteroidi carboniosi, che includono:
- Gruppo S: Silicati, che includono:
- Gruppo X: oggetti in maggior parte metallici che include:
- Tipo X: il tipo standard del gruppo X (include gli oggetti classificati da Tholen nei tipi M, E e P).
- Xe, Xc, and Xk: di transizione tra il tipo X e gli altri tipi.
- Tipo T
- Tipo D
- Tipo Ld: un nuovo tipo con caratteristiche spettrali più estreme rispetto al tipo L.
- Tipo O
- Tipo V
Con questa classificazione un significativo numero di piccoli oggetti rientra nei tipi Q, R e V, quelli che nella classificazione Tholen hanno un solo membro.
Nella classificazione SMASS non esistono tipi combinati, ogni asteroide rientra in un unico particolare tipo.
Considerazioni finali
[modifica | modifica wikitesto]Queste classificazioni sono destinate ad essere perfezionate o rimpiazzate man mano che le ricerche progrediscono. Tuttavia la classificazione spettrale basata su uno dei due metodi esposti resiste dagli anni novanta e sono tutt'oggi molto usate. Gli scienziati non riescono a trovare un accordo su una classificazione migliore, in gran parte a causa della difficoltà ad avere misurazioni dettagliate di un vasto campione di asteroidi.
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ C. R. Chapman, D. Morrison, and B. Zellner, Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry, Icarus, Vol. 25, pp. 104 (1975).
- ^ S. J. Bus, F. Vilas, and M. A. Barucci, Visible-wavelength spectroscopy of asteroids, in Asteroids III, pp. 169, University of Arizona Press (2002).
- ^ D. J. Tholen, Asteroid taxonomic classifications, in Asteroids II, pp. 1139-1150, University of Arizona Press (1989).
- ^ S. J. Bus and R. P. Binzel, Phase II of the Small Main-belt Asteroid Spectroscopy Survey: A feature-based taxonomy, Icarus, Vol. 158, pp. 146 (2002).
Altri progetti
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