أنواع الكويكبات الطيفية

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
كويكب فيستا , تم تصويره من قبل المركبة الفضائية داون

الكويكبات يتم تصنيفها بناء على طيف الإصدار الضوئي الخاص بها أو على لونها أو على شدة بياضها , هذه الأنواع يعتقد أن تركيبتها الداخلية متشابهة مع المواد في سطحها وذلك للكويكبات الصغيرة . في الكويكبات الكبيرة مثل سيريس أو فيستا 4 معروف أن تركيبة باطنها تختلف عن سطحها.

التصنيفات المعاصرة[عدل]

التصنيفات المعاصرة في يومنا هذا قد بدأها كلارك تشامبان , ديفيد موريسون , بين زيلنير , وذلك في 1975 [1] في ثلاثة تصنيفات واسعة:

  • سي (C) للكويكبات الكربونية الداكنة،
  • إس (S) للكويكبات المكونة من السيليكا،
  • يو (U) للكويكبات التي ليست من الصنفين السابقين.

هذه التصنيفات قد تم توسيعها لتشمل أنواع كثيرة.

توجد بعض التصنيفات المخططة يعمل بها في يومنا هذا , وبعد السعي لوجود إتساق متبادل للتصنيفات للحرص على عدم تشتيت العمل [2], بعض الكويكبات صنفت على تصنيفات مختلفة بناء على مخططات محددة , وهذا بسبب اختلاف المعايير عند تحقيق اكتشاف علمي في هذا المجال.

التصنيفان الأشهران والمستخدمان بشكل واسع هما كالتالي:

تصنيف ثولين[عدل]

وهو ذو نطاق الاستخدام الأكثر منذ أكثر من عقد لـ دايفيد ثولين , تم إنشاؤه في 1984 , هذا التصنيف تم تطويره من خلال الطيف واسع النطاق من 0.31 حتى 1.06 , الذي تم اكتسابه من خلال المسح الثماني لألوان الكويكبات في ثمانينات القرن العشرين , مع اشراك لمقاييس البياض.[3]

التصنيف تم إنشاؤه على عينة من الكويكبات كانت تبلغ 987 كويكب,

المخطط أو التصنيف يحتوي على 14 نوعاً مع أن الأغلبية العظمى للكويكبات تندرج تحت الفئات الواسعة الثلاث , مع بضعة فئات أصغر , هذا هو التصنيف للكويكبات مع أوضح مثال لكل تصنيف:

كويكب ماثالدي 253 وهو من النوع سي

النوع بي (B-type) (بالاس 2).
النوع أف (F-type) (إنتيرامينا 704).
النوع جي (G-type) (سيريس).
النوع سي (C-type) (هيجيا 10) وهو من النوع الأغلب المتبقي من الكويكبات القياسية من نوع سي.

النوع أم (M-type) (سايكي 16) , وهو جسم معدني ويعد ثالث أكثر الأنواع انتشاراً.
النوع إي (E-type) ( باندورا 55) , اختلافه عن النوع السابق غالباً في أنه أكثر بياضاً.
النوع باي (P-type) (بامبيرج 324) وهو يختلف عن سابقيه في أن بياضه أقل منهما.

هذا فيما يختص بالأنواع الكبيرة , أما بخصوص الأنواع الصغيرة فهي كالتالي:

النوع آي (A-type) (أيتيرنيتاس 446).
النوع دي (D-type) (هيكتور 624).
النوع تي (T-type) (إيجل 96).
النوع كيو (Q-type) (أبولو 1862).
النوع آر (R-type) (ديمبوسكا).
النوع في (V-type) (فيستا 4).

تصنيف سماس أو (SMASS)[عدل]

أو (Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey)

وهذا تصنيف أكثر حداثه من سابقه , قدمه شيلت بوس و ريتشارد بينزيل في عام 2002 بناء على مسح مطيافية الكويكبات في حزام الكويكبات الرئيس , وتم مسح 1447 كويكب.[4]

هذا المسح انتج طيف دقته أعلى بكثير من التصنيف السابق , وكان قادراً على حل أنواع عديدة من مشاكل الطيف السهمي , في هذا التصنيف تم استعمال موجه طولية أقصر من التصنيف السابق حيث تراوحت بين 0.44 حتى 0.92 , بالإضافة إلى أن البياض لم يتم أخذه بالحسبان.

في محاولة للإبقاء على نسق التصنيف الخاص بثولين قدر المستطاع بناء على المعطيات المدخلة , تم تصنيف الكويكبات في 24 نوعاً موجودة في الأسفل , والأغلبية العظمى منها كما في السابق اندرجت تحت ثلاثة أنواع وهي نوع سي ونوع إس ونوع إكس , بالإضافة إلى مجموعة أخرى من الكويكبات ذات الأجسام الغير معتادة تم تصنيفها إلى مجموعات أصغر.

التصنيف كما قدمه الباحثان كالتالي:

النوع بي (B-type) وهنا صنفاها بتداخل كبير بين النوع بي والنوع اف في تصنيف ثولين.
النوع سي (C-type)وهي المعيار للكويكبات التي لا تندرج تحت النوع بي.
سي جي (CG) سي اتش (CH) سي جي اتش (CGH) , وهي كويكبات مشابهة لـ النوع جي في تصنيف ثولين.
سي بي (CB) وهي أنواع متحولة من النوع سي والنوع بي.

النوع آي (A-type).
النوع كيو (Q-type).
النوع آر (R-type).
النوع كاي (K-type) فئة جديدة (إيوس 221).
النوع أل (L-type) فئة جديدة (باتريكس 83).
النوع أس (S-type) هو الكويكب المعيار للمجموعة اس.
والأنواع اس آي (SA) و اس كيو (SQ) و اس آر (SR) و اس كي (SK) و اس ايي (SI).

النوع أكس (X-type).
الأنواع إكس أي (XE) و إكس سي (XC) و إكس كي (XK).
النوع تي (T-type).
النوع دي (D-type).
النوع إل دي (LD-type) نوع جديد فيه ملامح طيفية متطرفة للغاية عن النوع إل.
النوع أو (O-type) مجموعة صغيرة مثالها (بوزنيموكوفا 3628).
النوع في (V-type) مثاله (فيستا 4).

مجموعة كبيرة من الكويكبات وجد أنها تندرج تحت النوع كيو والنوع آر والنوع في , وهي ما مثلت عينة واحدة فقط في تصنيف ثولين.

بعض الأجرام القريبة من الأرض لديها اختلاف قوي في الطيف من تلك الموجودة في تصنيف سماس , ويحتمل أن يكون السبب هو أن هذه الأجرام أصغر بكثير من تلك التي رصدت في حزام الكويكبات وبالتالي لها سطح متغير منذ عمر قريب , أو أن تكون عبارة عن تشكيلة مركبة من معادن أقل.

المراجع[عدل]

  1. ^ Chapman, C. R.; Morrison, D.; Zellner, B. (1975). "Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry". Icarus 25 (1): 104–130. Bibcode:1975Icar...25..104C. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8.
  2. ^ Bus, S. J.; Vilas, F.; Barucci, M. A. (2002). "Visible-wavelength spectroscopy of asteroids". Asteroids III. Tucson: University of Arizona Press. p. 169. ISBN 0-8165-2281-2.
  3. ^ Tholen, D. J. (1989). "Asteroid taxonomic classifications". Asteroids II. Tucson: University of Arizona Press. pp. 1139–1150. ISBN 0-8165-1123-3.
  4. ^ 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

اقرأ ايضا[عدل]