P형 소행성

P-type asteroid

P형 소행성은 알베도가 낮고 적색 스펙트럼이 특징 없는 소행성이다. 유기농이 풍부한 규산염, 탄소, 무수 규산염의 구성을 가지고 있으며, 내부에 얼음이 있을 가능성이 있다. P형 소행성은 외부 소행성대 이상에서 발견된다. 분류에 따라 알려진 P형 소행성은 33개로 알려져 있는데,[1] 헤스티아 46개, 사이벨 65개, 프레이아 76개, 실비아 87개, 힐다 153개, 헤드위그 476개, 그리고 일부 분류에서는 카밀라 107개가 있다.[2][3]

분류학

소행성 분류의 초기 시스템은 데이비드 J의 박사학위 논문 작업으로부터 1975년에 설립되었다. Tholen. 이는 110개의 소행성 집단의 관측에 근거한 것이었다. U형 분류는 C형과 S형 소행성 분류에 맞지 않는 특이한 스펙트럼을 가진 소행성들의 잡다한 등급으로 사용됐다. 1976년, 이 U형 소행성들 중 비정상적인 중간 알베도 수준의 소행성들 중 일부는 M형 소행성이라고 표기되었다.[4]

1981년경 M형 소행성 가지의 오프슈팅은 M형 소행성과 구별할 수 없는 스펙트럼을 가지고 있지만 M형 소행성과 일치하지 않는 알베도가 낮은 소행성에 대해 나타났다. 이 소행성들은 처음에 X형 소행성이라고 표시된 다음 DM(다크 M)이나 PM(시료도-M)으로 분류되었다가 P형 소행성(P가 "시료-M"[4]을 나타내는 곳)으로 자체 분류되었다.

특성.

P형 소행성은 매우 낮은 알베도(pv<0.1)를 가진 태양계에서 가장 어두운 물체들 중 일부로서, 탄소질 콘드라이트와 유사하게 유기농이 풍부한 것으로 보인다. 이들의 색상은 S형 소행성보다 다소 붉은 편이며 스펙트럼상 특징을 나타내지 않는다. 붉은 색상은 케로겐과 관련된 유기 화합물에 의해 발생할 수 있다.[5][6] P형 소행성의 반사 스펙트럼은 열변환과 우주 풍화 과정을 거친 후 탄소질 혼드라이트 운석의 31% CI와 49% CM 그룹, 20% 타기시 호수 운석의 조합을 통해 재현할 수 있다.[2]

유일하게 특성이 우수한 P형 소행성 87개와 카밀라 P형 소행성 107개의 밀도는 C형 소행성보다 1.3g/cm3 낮은 것으로 보인다. 이것이 그들의 구성에 대해 우리에게 무엇을 말해주는지 확실하지 않다. 실비아와 카밀라 둘 다 달과 그들이 교란되었다는 징후를 가지고 있지만, 그것들은 또한 ×1019 kg이 넘는 상당히 거대하고, 따라서 그들의 밀도에 영향을 미치는 내부의 다공성이 별로 없을 것 같다.[7]

태양으로부터 2.6AU를 넘는 주 소행성대의 외부는 저알베도 C, D, P형 소행성이 지배하고 있다. 이것들은 액체 상태의 물에 의해 화학적으로 변형되었을지도 모르는 원시 소행성이다. 알려진 P형 소행성은 33개다. 이 외에도 P형 소행성은 외측 소행성대 이상에서 발견되는 것으로 생각된다.[8] P형 소행성의 분포는 궤도 거리 4AU에서 정점을 이룬다.[9]

참조

  1. ^ "JPL Small-Body Database Search Engine: spec. type = P (Tholen)". JPL Solar System Dynamics. Retrieved 2015-06-17.
  2. ^ a b Hiroi, T.; et al. (March 15–19, 2004). "What are the P-type Asteroids Made Of?". Proceedings, 35th Lunar and Planetary Science Conference. League City, Texas. Bibcode:2004LPI....35.1616H.
  3. ^ Ziffer, J.; Campins, H.; Licandro, J.; Fernandez, Y. R.; Bus, S. (August 2005). "Near-infrared Spectra of Two Asteroids with Low Tisserand Invariant". Bulletin of the American Astronomical Society. 37: 644. Bibcode:2005DPS....37.1529Z.
  4. ^ a b Tholen, D. J.; Bell, J. F. (March 1987). "Evolution of Asteroid Taxonomy". Proceedings, 18th Lunar and Planetary Science Conference. Houston, Texas. pp. 1008–1009. Bibcode:1987LPI....18.1008T.
  5. ^ De Pater, Imke; Lissauer, Jack Jonathan (2001). Planetary Sciences. Cambridge University Press. p. 353. ISBN 0-521-48219-4.
  6. ^ Ehrenfreund, Pascale (2004). Ehrenfreund, P.; Irvine, W.M.; Owen, T.; et al. (eds.). Astrobiology: Future Perspectives. Springer Science & Business. p. 159. ISBN 1-4020-2304-9.
  7. ^ P. 버나자 외(2021) 최대 주벨트 소행성에 대한 VLT/Sphere 영상 조사: 최종 결과 및 종합. 천문 & 천체물리학 54, A56
  8. ^ Lazzarin, M.; Barbieri, C.; Barucci, M. A. (December 1995). "Visible Spectroscopy of Dark, Primitive Asteroids". Astronomical Journal. 110: 3058. Bibcode:1995AJ....110.3058L. doi:10.1086/117747.
  9. ^ McSween, Harry Y. (1999). Meteorites and their parent planets (2nd ed.). Cambridge University Press. p. 101. ISBN 0-521-58751-4.

참고 항목