Спектральный класс S¶

Спектральный класс S — это один из основных типов классификации астероидов по их спектральным характеристикам, отражающим состав поверхности. Астероиды класса S (от англ. stony — каменный) являются вторым по распространённости типом после углеродных астероидов класса C. Они характеризуются умеренным альбедо (отражательной способностью) и спектром, указывающим на наличие силикатных минералов, в первую очередь оливина и пироксена, а также металлического никеля и железа. Считается, что эти астероиды представляют собой фрагменты дифференцированных родительских тел, в которых произошло разделение на кору, мантию и ядро, и являются источником большинства метеоритов, падающих на Землю, в частности обыкновенных хондритов.

¶История открытия и классификации

Первые систематические наблюдения спектров астероидов начались в 1970-х годах. В 1975 году астрономы Кларк Чепмен, Дэвид Моррисон и Бенджамин Целльнер разработали первую широко используемую таксономическую систему, основанную на цвете, альбедо и спектральных характеристиках. В этой системе астероиды с каменистым, силикатным составом были выделены в класс S. Ключевым признаком стало наличие в их спектрах полос поглощения в ближней инфракрасной области (около 1 и 2 микрометров), характерных для минералов оливина и пироксена.

С развитием наблюдательной техники и появлением более точных спектрофотометрических данных, в частности в рамках обзора Sloan Digital Sky Survey (SDSS) и миссии NEOWISE, классификация была уточнена. Внутри класса S были выделены подгруппы, различающиеся по соотношению оливина и пироксена, степени термической обработки и наличию примесей. Современные таксономии, такие как система Толена (1984) и система SMASS (Bus-DeMeo, 2009), сохраняют класс S как один из основных, но детализируют его внутреннюю структуру.

¶Физические и спектральные характеристики

Спектральный класс S характеризуется следующими ключевыми параметрами:

• Альбедо: Умеренное, в диапазоне от 0,10 до 0,28. Это значительно выше, чем у астероидов класса C (0,03–0,09), но ниже, чем у металлических астероидов класса M (0,10–0,18).
• Спектр: В видимом диапазоне спектр имеет красноватый оттенок (наклон в сторону длинных волн). В ближнем инфракрасном диапазоне наблюдаются чёткие полосы поглощения на длинах волн около 1,0 и 2,0 мкм, обусловленные электронными переходами в ионах железа (Fe²⁺) в кристаллических решётках пироксена и оливина. Глубина и форма этих полос позволяют оценить минералогический состав.
• Состав: Поверхность сложена преимущественно силикатами (оливин, пироксен, плагиоклаз) и металлическим железом (Fe-Ni). В меньших количествах присутствуют сульфиды (тройлит) и, возможно, хромит. Содержание углеродистых соединений и органики крайне низкое, что отличает их от астероидов класса C.
• Минералогический состав: По соотношению оливина к пироксену (Ol/(Ol+Px)) астероиды класса S делятся на несколько типов:
• S(I): Оливин-доминирующие (высокое содержание оливина, мало пироксена).
• S(II): Пироксен-доминирующие (высокое содержание пироксена, мало оливина).
• S(III): Смешанные (сопоставимые количества оливина и пироксена).
• S(IV): Астероиды, спектр которых напоминает спектр обыкновенных хондритов, наиболее распространённого типа метеоритов.

¶Распространённость и распределение

Астероиды класса S являются вторым по распространённости типом в главном поясе астероидов, составляя около 17% от общего числа известных объектов. Они преобладают во внутренней части главного пояса (на расстоянии 2,0–2,5 а.е. от Солнца), где их доля может достигать 30–40%. По мере удаления от Солнца их доля уменьшается, уступая место углеродистым астероидам класса C, которые доминируют во внешней части пояса.

Крупнейшим представителем спектрального класса S является астероид (15) Эвномия, имеющий диаметр около 255 км. Другими известными астероидами этого класса являются (3) Юнона, (6) Геба, (7) Ирида, (29) Амфитрита, (44) Низа и (532) Геркулина. Многие астероиды, сближающиеся с Землёй (АСЗ), также относятся к классу S.

¶Происхождение и эволюция

Согласно современным представлениям, астероиды класса S являются фрагментами более крупных родительских тел, которые подверглись частичной или полной дифференциации. В таких телах под действием гравитации и тепла происходило разделение вещества: лёгкие силикаты всплывали, образуя кору и мантию, а тяжёлые металлы (Fe-Ni) опускались, формируя ядро. Астероиды класса S, по-видимому, представляют собой мантийные и коровые породы этих тел, которые были выброшены в результате столкновений.

Спектральные и минералогические данные показывают, что большинство астероидов класса S по составу близки к обыкновенным хондритам — наиболее распространённому типу каменных метеоритов. Это позволяет предположить, что родительские тела обыкновенных хондритов были астероидами класса S. Однако существует и гипотеза, что часть астероидов класса S может быть фрагментами коры дифференцированных астероидов, которые были разрушены в результате столкновений.

¶Связь с метеоритами

Наиболее вероятным источником обыкновенных хондритов (H, L, LL-типов) являются астероиды спектрального класса S. Спектральные характеристики этих астероидов, особенно в ближнем инфракрасном диапазоне, хорошо совпадают со спектрами лабораторных образцов обыкновенных хондритов. Кроме того, химический и минералогический состав астероидов класса S, определённый по спектрам, согласуется с составом этих метеоритов.

Однако не все астероиды класса S являются прямыми аналогами обыкновенных хондритов. Некоторые из них, вероятно, представляют собой более дифференцированные породы, такие как ахондриты (например, базальтовые ахондриты или говардиты). В целом, класс S является гетерогенным, и его связь с метеоритами остаётся предметом активных исследований.

¶Исследования космическими аппаратами

Несколько астероидов класса S были изучены с близкого расстояния космическими аппаратами, что позволило получить детальные данные об их форме, структуре и составе поверхности.

• (433) Эрос: Исследован аппаратом NEAR Shoemaker в 2000–2001 годах. Астероид имеет неправильную форму, покрыт реголитом и кратерами. Спектральные данные подтвердили его силикатный состав, близкий к обыкновенным хондритам.
• (25143) Итокава: Исследован японским аппаратом «Хаябуса» в 2005 году. Астероид имеет форму «арахиса» и состоит из двух частей, соединённых перешейком. Образцы грунта, доставленные на Землю в 2010 году, подтвердили, что он состоит из обыкновенных хондритов (LL-типа).
• (162173) Рюгу: Исследован японским аппаратом «Хаябуса-2» в 2018–2019 годах. Хотя Рюгу классифицируется как астероид класса C (углеродистый), он имеет некоторые спектральные черты, сближающие его с классом S, что указывает на сложную историю его родительского тела.
• (101955) Бенну: Исследован американским аппаратом OSIRIS-REx в 2018–2020 годах. Бенну также является астероидом класса C, но его поверхность содержит области, спектрально напоминающие класс S, что может быть связано с ударными процессами.

¶Значение для науки и ресурсов

Астероиды класса S представляют большой научный интерес, так как они являются ключом к пониманию процессов дифференциации и эволюции планетных тел в ранней Солнечной системе. Изучение их состава позволяет реконструировать историю формирования планет и астероидов.

Кроме того, астероиды класса S рассматриваются как потенциальные источники ресурсов для будущей космической деятельности. Они содержат значительные количества металлов (железо, никель, кобальт), а также силикатов, которые могут быть использованы для строительства, производства топлива (например, кислорода из оксидов) и других целей. Однако добыча ресурсов на астероидах остаётся на стадии теоретических разработок и экспериментальных проектов.

¶Источники

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.
2. Tholen, D. J. (1984). Asteroid taxonomy from cluster analysis of photometry. Asteroids II, 1139–1150.
3. Bus, S. J., & DeMeo, F. E. (2009). The composition of asteroid 433 Eros from near-infrared spectroscopy. Icarus, 203(2), 400–413.
4. DeMeo, F. E., & Carry, B. (2014). Solar System evolution from compositional mapping of the asteroid belt. Nature, 505(7485), 629–634.
5. Nakamura, T., et al. (2011). Itokawa dust particles: A direct link between S-type asteroids and ordinary chondrites. Science, 333(6046), 1113–1116.
6. Binzel, R. P., et al. (2019). The near-Earth asteroid (101955) Bennu: A carbonaceous chondrite with a stony surface. Nature, 568(7751), 55–60.