Астероид класса E: различия между версиями
Перейти к навигации
Перейти к поиску
| [отпатрулированная версия] | [отпатрулированная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
Rinby (обсуждение | вклад) Нет описания правки |
РобоСтася (обсуждение | вклад) |
||
| (не показано 12 промежуточных версий 9 участников) | |||
| Строка 1: | Строка 1: | ||
'''Спектральный класс E''' — это класс [[астероид]]ов, куда входят объекты, поверхность которых содержит в своём составе такой минерал, как [[энстатит]] и может иметь сходство с [[ахондрит]]ами. Они составляют довольно большую долю астероидов во внутренней части [[Пояс астероидов|пояса]], но во внешней части пояса становятся очень редки. Есть, однако, и такие, которые встречаются достаточно далеко от внутренней зоны пояса астероидов, например, [[(64) Ангелина]]. Предполагается, что они являются остатками внешних слоёв более крупного астероида. |
'''Спектральный класс E''' — это класс [[астероид]]ов, куда входят объекты, поверхность которых содержит в своём составе такой минерал, как [[энстатит]] и может иметь сходство с [[ахондрит]]ами. Они составляют довольно большую долю астероидов во внутренней части [[Пояс астероидов|пояса]], но во внешней части пояса становятся очень редки. Есть, однако, и такие, которые встречаются достаточно далеко от внутренней зоны пояса астероидов, например, [[(64) Ангелина]]. Предполагается, что они являются остатками внешних слоёв более крупного астероида. |
||
Астероиды данного спектрального класса имеют самые высокие значения альбедо: их поверхность может отражать до 50% падающего на них солнечного света, причём отражённый свет имеет слегка красноватый оттенок, без конкретных линий поглощения в спектре. Такие же спектральные характеристики имеет минерал [[энстатит]] (это высокотемпературная разновидность пироксена) или другие силикаты, содержащие железо в свободном (не окисленном) состоянии, которые, следовательно, могут входить в состав астероидов E-класса<ref> |
Астероиды данного спектрального класса имеют самые высокие значения альбедо: их поверхность может отражать до 50% падающего на них солнечного света, причём отражённый свет имеет слегка красноватый оттенок, без конкретных линий поглощения в спектре. Такие же спектральные характеристики имеет минерал [[энстатит]] (это высокотемпературная разновидность пироксена) или другие силикаты, содержащие железо в свободном (не окисленном) состоянии, которые, следовательно, могут входить в состав астероидов E-класса<ref>{{Cite web |url=http://selena.sai.msu.ru/Home/SolarSystem/asteroids/asteroids.htm |title=7. Спектральные типы астероидов |access-date=2011-12-03 |archive-date=2012-01-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120112021051/http://selena.sai.msu.ru/Home/SolarSystem/asteroids/asteroids.htm |deadlink=no }}</ref>. |
||
Предположительно эти астероиды представляют собой фрагменты внешних оболочек родительских тел. Они были подвержены наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке. Подтверждением этого, вероятно, может являться тот факт, что максимум распределения астероидов данного класса находится вблизи внутренней |
Предположительно эти астероиды представляют собой фрагменты внешних оболочек родительских тел. Они были подвержены наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке. Подтверждением этого, вероятно, может являться тот факт, что максимум распределения астероидов данного класса находится вблизи внутренней границы главного пояса<ref>[http://rcio.pnzgu.ru/personal/30/2/2/asteroid.htm АСТЕРОИД] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20111018140841/http://rcio.pnzgu.ru/personal/30/2/2/asteroid.htm |date=2011-10-18 }}</ref>. По размерам они крайне небольшие. Только три представителя этого класса достигают в поперечнике 50 км, остальные не превышают в диаметре даже 25 км. |
||
По данным последних исследований астероиды класса E были дополнительно разделены на 3 подкласса: |
По данным последних исследований астероиды класса E были дополнительно разделены на 3 подкласса: |
||
| Строка 12: | Строка 12: | ||
== Исследования == |
== Исследования == |
||
[[Файл:Steins.png|thumb|right|100px|[[(2867) Штейнс]] — типичный астероид класса Е ]] |
[[Файл:Steins.png|thumb|right|100px|[[(2867) Штейнс]] — типичный астероид класса Е ]] |
||
[[5 октября]] [[2008 год]]а КА [[Розетта (КА)|Розетта]] европейского космического агентства пролетел мимо астероида [[(2867) Штейнс]]<ref name=keller> |
[[5 октября]] [[2008 год]]а КА [[Розетта (КА)|Розетта]] европейского космического агентства пролетел мимо астероида [[(2867) Штейнс]]<ref name=keller>{{Cite web |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/327/5962/190 |title=H. U. Keller, et all - '''E-Type Asteroid (2867) Steins as Imaged by OSIRIS on Board Rosetta''' - Science 8 January 2010: Vol. 327. no. 5962, pp. 190 - 193 DOI: 10.1126/science.1179559 |access-date=2010-11-14 |archive-date=2010-07-23 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100723013733/http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/327/5962/190 |deadlink=no }}</ref>. Переданные с аппарата спектральные данные подтвердили, что в составе астероида практически отсутствует железо. В основном он состоит из богатых магнием минералов, таких как [[энстатит]], [[пироксены|пироксен]], [[форстерит]] и [[полевой шпат]]. |
||
== Примеры астероидов класса E == |
== Примеры астероидов класса E == |
||
| Строка 28: | Строка 28: | ||
== Ссылки == |
== Ссылки == |
||
* [http://www.websib.ru/noos/metod/astronom/System/Astero.htm Типы астероидов] |
* [https://web.archive.org/web/20120623102933/http://www.websib.ru/noos/metod/astronom/System/Astero.htm Типы астероидов] |
||
== Примечания == |
== Примечания == |
||
| Строка 34: | Строка 34: | ||
== Ссылки == |
== Ссылки == |
||
* [ |
* [https://books.google.com/books?id=BtNJoP5HlU8C&pg=PA168&dq=%22E-type+asteroid%22+%22Hungaria+asteroids%22&hl=ru#v=onepage&q=%22E-type%20asteroid%22%20%22Hungaria%20asteroids%22&f=false Meteorites and their parent planets] |
||
* [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V66-48C8JFS-W3&_user=10&_coverDate=12%2F31%2F1977&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=c22c24bc6620392b684eaf0a5b3fe7e4 «The E asteroids and the origin of enstatite achondrites»] Zellner, B.; et al. (1977). |
* [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V66-48C8JFS-W3&_user=10&_coverDate=12%2F31%2F1977&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=c22c24bc6620392b684eaf0a5b3fe7e4 «The E asteroids and the origin of enstatite achondrites»]{{Недоступная ссылка|date=2019-07|bot=InternetArchiveBot }} Zellner, B.; et al. (1977). |
||
{{Внешние ссылки}} |
|||
{{Классы астероидов}} |
{{Классы астероидов}} |
||
[[Категория:Спектральные классы астероидов|E]] |
[[Категория:Спектральные классы астероидов|E]] |
||
[[en:E-type asteroid]] |
|||
[[it:Asteroide di tipo E]] |
|||
[[hu:E-típusú kisbolygók]] |
|||
[[ja:E型小惑星]] |
|||
[[nn:E-type-asteroide]] |
|||
[[pl:Asteroida klasy E]] |
|||
[[sk:Planétka typu E]] |
|||
[[sl:Asteroid tipa E]] |
|||
[[zh:E-型小行星]] |
|||
Текущая версия от 13:01, 18 июля 2024
Спектральный класс E — это класс астероидов, куда входят объекты, поверхность которых содержит в своём составе такой минерал, как энстатит и может иметь сходство с ахондритами. Они составляют довольно большую долю астероидов во внутренней части пояса, но во внешней части пояса становятся очень редки. Есть, однако, и такие, которые встречаются достаточно далеко от внутренней зоны пояса астероидов, например, (64) Ангелина. Предполагается, что они являются остатками внешних слоёв более крупного астероида.
Астероиды данного спектрального класса имеют самые высокие значения альбедо: их поверхность может отражать до 50% падающего на них солнечного света, причём отражённый свет имеет слегка красноватый оттенок, без конкретных линий поглощения в спектре. Такие же спектральные характеристики имеет минерал энстатит (это высокотемпературная разновидность пироксена) или другие силикаты, содержащие железо в свободном (не окисленном) состоянии, которые, следовательно, могут входить в состав астероидов E-класса[1].
Предположительно эти астероиды представляют собой фрагменты внешних оболочек родительских тел. Они были подвержены наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке. Подтверждением этого, вероятно, может являться тот факт, что максимум распределения астероидов данного класса находится вблизи внутренней границы главного пояса[2]. По размерам они крайне небольшие. Только три представителя этого класса достигают в поперечнике 50 км, остальные не превышают в диаметре даже 25 км.
По данным последних исследований астероиды класса E были дополнительно разделены на 3 подкласса:
- подкласс E (I) — семейства Венгрии, назван так в честь одноимённого астероида ((434) Венгрия)
- подкласс E (II) — ангелины, с сильными спектральными линиями поглощения на длине волны 0,5 мкм и 0,92 мкм
- подкласс E (III) — нисы, наблюдаются слабые линии поглощения на длине волны 0,9 мкм.
Исследования
[править | править код]
5 октября 2008 года КА Розетта европейского космического агентства пролетел мимо астероида (2867) Штейнс[3]. Переданные с аппарата спектральные данные подтвердили, что в составе астероида практически отсутствует железо. В основном он состоит из богатых магнием минералов, таких как энстатит, пироксен, форстерит и полевой шпат.
Примеры астероидов класса E
[править | править код]См. также
[править | править код]- Семейство астероидов
- Промышленное освоение астероидов
- Классификации астероидов
- Список астероидов
- Пояс астероидов
Ссылки
[править | править код]Примечания
[править | править код]- ↑ 7. Спектральные типы астероидов. Дата обращения: 3 декабря 2011. Архивировано 12 января 2012 года.
- ↑ АСТЕРОИД Архивировано 18 октября 2011 года.
- ↑ H. U. Keller, et all - E-Type Asteroid (2867) Steins as Imaged by OSIRIS on Board Rosetta - Science 8 January 2010: Vol. 327. no. 5962, pp. 190 - 193 DOI: 10.1126/science.1179559. Дата обращения: 14 ноября 2010. Архивировано 23 июля 2010 года.
Ссылки
[править | править код]- Meteorites and their parent planets
- «The E asteroids and the origin of enstatite achondrites» (недоступная ссылка) Zellner, B.; et al. (1977).
 |
|---|
