Астероид М-типа

Астероиды М-типа (также известного как М-класс) представляют собой спектральный класс астероидов , которые, по-видимому, содержат более высокие концентрации металлических фаз (например, железо-никеля), чем другие классы астероидов. ^{[ 1 ]} и широко распространено мнение, что они являются источником железных метеоритов . ^{[ 2 ]}

Определение

Астероиды классифицируются как М-тип на основании их, как правило, безликих и плоских до красноватых спектров поглощения в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне, а также их умеренного оптического альбедо . Наряду со спектрально близкими астероидами E-типа и P-типа (обе категории E и P ранее относились к типу M в более старых системах), они включены в более крупную группу астероидов X-типа и различимы только по оптическому альбедо: ^{[ 3 ]}

P-тип	альбедо < 0,1
М-тип	альбедо в 0,1...0,3
E-тип	альбедо > 0,3

Характеристики

Состав

Хотя широко считается, что астероиды М-типа богаты металлами (причина использования буквы «М» в классификации), доказательства высокого содержания металлов в астероидах М-типа являются лишь косвенными, хотя и весьма правдоподобными. Их спектры аналогичны спектрам железных метеоритов и энстатитовых хондритов . ^{[ 4 ]} а радиолокационные наблюдения показали, что их радиолокационное альбедо намного выше, чем у астероидов других классов, ^{[ 5 ]} согласуется с присутствием составов более высокой плотности, таких как железо-никель. ^{[ 1 ]} Почти все M-типы имеют радиолокационное альбедо как минимум в два раза выше, чем более распространенные S- и C-типы , и примерно одна треть имеет радиолокационное альбедо примерно в 3 раза выше. ^{[ 1 ]}

Спектры высокого разрешения М-типа иногда обнаруживают тонкие особенности в длине 0,75 мкм и короче 0,55 мкм. ^{[ 6 ]} Присутствие силикатов заметно во многих ^{[ 7 ]}^{[ 8 ]} и значительная часть демонстрирует признаки поглощения на длине волны 3 мкм, приписываемые гидратированным силикатам. ^{[ 9 ]} Присутствие силикатов, особенно гидратированных силикатов, противоречит традиционной интерпретации М-типов как остаточных железных ядер.

Возможные метеоритные аналоги астероидов М-типа.

Железо -никелевый метеорит с характерным видманштеттеновым узором .

Мезосидерит , представляющий смесь металлов и силикатов.

Энстатитовый хондрит , представляющий смесь металлов и силикатов (энстатит).

Богатый металлами углеродистый хондрит или бенкуббинит.

Каменисто-железный палласит , состоящий из железо-никеля и оливина .

Объемная плотность и пористость

Объемная плотность астероида дает представление о его составе и метеоритных аналогах. ^{[ 10 ]} Для М-типа предлагаемые аналоги имеют объемную плотность в пределах ~3 г/см. ³ для некоторых типов углистых хондритов до почти 8 г/см ³ для железо-никеля, присутствующего в железных метеоритах . ^{[ 2 ]}^{[ 4 ]}^{[ 9 ]} Учитывая объемную плотность астероида и плотность материалов, из которых он состоит (так называемую плотность частиц или зерен), можно рассчитать его пористость и сделать некоторые выводы о его внутренней структуре; например, является ли объект связным, кучей обломков или чем-то промежуточным. ^{[ 10 ]}

Для расчета объемной плотности астероида требуется точная оценка его массы и объема; оба из них трудно получить, учитывая их небольшой размер по сравнению с другими объектами Солнечной системы. В случае более крупных астероидов можно оценить массу, наблюдая, как их гравитационное поле влияет на другие объекты, в том числе на другие астероиды, а также на орбитальные или пролетающие мимо космические корабли. ^{[ 11 ]} Если астероид обладает одной или несколькими лунами , можно использовать их коллективные орбитальные параметры (например, период обращения, большую полуось) для оценки масс ансамбля, например, в задаче двух тел .

Для оценки объема астероида требуется, как минимум, оценка диаметра астероида. В большинстве случаев они оцениваются по визуальному альбедо (яркости) астероида, длине хорд во время затмений или их тепловому излучению (например, миссия IRAS ). В некоторых случаях астрономам удавалось разработать трехмерные модели форм, используя различные методы (ср. 16 Psyche или 216 Kleopatra , например) или, в нескольких удачных случаях, с помощью изображений космического корабля (ср. 162173 Ryugu ).

Астероид	Плотность	Альбедо Радар	Метод (масса, размер)
16 Психея	3.8 ± 0.3 ^{[ 12 ]}	0.34 ± 0.08 ^{[ 13 ]}	Эфемериды, модель формы
21 Лютеция	3.4 ± 0.3 ^{[ 14 ]}	0.24 ± 0.07 ^{[ 1 ]}	Пролет космического корабля Rosetta , прямая съемка
22 Каллиопа	4.1 ± 0.5 ^{[ 15 ]}^{[ 16 ]}	0.15 ± 0.05 ^{[ 5 ]}	Орбита своего спутника Линуса , модель формы
69 Гесперия	4.4 ± 1.0 ^{[ 17 ]}	0.45 ± 0.12 ^{[ 1 ]}	Эфемериды, оценка размера теплового ИК/радара
92 Ундина	4.4 ± 0.4 ^{[ 17 ]}	0.38 ± 0.09 ^{[ 1 ]}	Эфемериды, оценка размера теплового ИК/радара
129 Антигона	3.0 ± 1.0 ^{[ 17 ]}	0.36 ± 0.09 ^{[ 1 ]}	Эфемериды, оценка размера теплового ИК/радара
216 Клеопатра	3.4 ± 0.5 ^{[ 18 ]}	0.43 ± 0.10 ^{[ 19 ]}	Орбиты двух лун , модель формы.

Из них наиболее надежными считаются измерения массы, сделанные с помощью отклонения космического корабля или орбит лун. Оценки эфемерид основаны на тонком гравитационном притяжении других объектов на этом астероиде или наоборот и считаются менее надежными. Исключением из этого предостережения может быть Психея, поскольку это самый массивный астероид М-типа и имеет многочисленные оценки массы. ^{[ 12 ]} Оценки размера, основанные на моделях формы (обычно полученных на основе адаптивной оптики, затмений и радиолокационных изображений), являются наиболее надежными. Прямая съемка космических аппаратов (Лютеция) также весьма надежна. Размеры, основанные на косвенных методах, таких как тепловое ИК-излучение (например, IRAS) и радиолокационные эхо-сигналы, менее надежны.

Ни один из астероидов М-типа не имеет объемной плотности, соответствующей чистому железо-никелевому ядру. Если эти объекты пористые (то есть груды обломков ), то такая интерпретация все еще может иметь место; это вряд ли для Психеи, ^{[ 12 ]} из-за его большого размера. Учитывая спектральные признаки наличия силикатов на большинстве астероидов М-типа, общепринятая интерпретация большинства этих более крупных астероидов состоит в том, что они состоят из аналогов метеоритов меньшей плотности (например, энстатитовых хондритов , богатых металлами углеродистых хондритов , мезосидеритов ), а в некоторых случаях также могут быть груды обломков. ^{[ 20 ]}^{[ 18 ]}^{[ 12 ]}

Формирование

Самая ранняя интерпретация астероидов М-типа заключалась в том, что они были остатками ядер ранних протопланет , лишенных вышележащей коры и мантии в результате массивных столкновений, которые, как полагают, часто случались в ранней истории Солнечной системы. ^{[ 2 ]}

Признано, что некоторые из меньших астероидов М-типа (<100 км) могли образоваться таким образом, но эта интерпретация была оспорена для 16 Психеи , крупнейшего из астероидов М-типа. ^{[ 21 ]} Есть три аргумента против формирования Психеи таким образом. ^{[ 21 ]} Во-первых, она должна была начаться как протопланета размером с Весту (около 500 км); статистически маловероятно, чтобы Психея была полностью разрушена, а Веста осталась нетронутой. Во-вторых, существует мало или вообще нет наблюдательных данных о семействе астероидов, связанных с Психеей, и, в-третьих, нет спектроскопических доказательств ожидаемых фрагментов мантии (т.е. оливина), которые могли бы образоваться в результате этого события. Вместо этого утверждалось, что Психея — это остаток протопланеты, которая была разрушена и гравитационно вновь скопилась в хорошо перемешанный железосиликатный объект. ^{[ 21 ]} Существует множество примеров металлосиликатных метеоритов, также известных как мезосидериты , которые могут быть объектами такого родительского тела .

Один из возможных ответов на эту вторую интерпретацию состоит в том, что астероиды М-типа (включая 16 Психеев) скопились гораздо ближе к Солнцу (1–2 а.е.), были лишены своей тонкой коры/мантии, еще будучи расплавленными (или частично), и позже динамически переместился в нынешний пояс астероидов. ^{[ 22 ]}

Третья точка зрения заключается в том, что крупнейшие М-типы, включая 16 Психеев, могут быть дифференцированными телами (как 1 Церера и 4 Весты), но при правильном сочетании железа и летучих веществ (например, серы) эти тела могли испытать своего рода железный вулканизм, он же ферровулканизм, еще при остывании. ^{[ 23 ]}

Яркие примеры

В базе данных малых тел JPL имеется 980 астероидов, классифицированных по системе спектральной классификации астероидов Толена . ^{[ 24 ]} Из них 38 относятся к типу М. ^{[ 25 ]} Еще 10 первоначально были классифицированы как X-тип, но теперь причислены к M-типу, поскольку их оптическое альбедо находится в диапазоне от 0,1 до 0,3. ^{[ 26 ]} В целом М-типы составляют примерно 5% астероидов, отнесенных к таксономии Толена.

(16) Психика

16 Психея — крупнейший астероид М-типа со средним диаметром 222 км и относительно высоким средним радиолокационным альбедо , ${\hat {\sigma }}_{OC}=0.34\pm 0.08$ предполагая, что он имеет высокое содержание металлов в верхних нескольких метрах его поверхности. ^{[ 13 ]} Космический корабль «Психея» , запущенный 13 октября 2023 года, направляется к планете 16 «Психея» и прибудет в 2029 году.

(21) Лютеция

21 Лютеция имеет средний диаметр 100 км, ^{[ 1 ]} и был первым астероидом типа M, который был сфотографирован космическим кораблем, когда космический зонд «Розетта» посетил его 10 июля 2010 года. ^{[ 27 ]} Его среднее радиолокационное альбедо ${\hat {\sigma }}_{OC}=0.24\pm 0.07$ примерно в два раза больше, чем средний астероид S-типа или C-типа , и предполагает, что его реголит содержит повышенное количество металлических фаз по сравнению с другими классами астероидов. ^{[ 1 ]} Анализ с использованием данных спектрометра Rosetta (VIRTIS) соответствовал эстатитовым или богатым железом углеродистым хондритовым материалам. ^{[ 28 ]}

(22) Каллиопа

22 Каллиопа — второй по величине астероид М-типа со средним диаметром 150 км. ^{[ 15 ]} Одинокий спутник по имени Линус был открыт в 2001 году. ^{[ 29 ]} и позволяет точно оценить массу. В отличие от большинства астероидов М-типа, радиолокационное альбедо Каллиопы составляет 0,15, как и у астероидов S- и C-типа. ^{[ 5 ]} и не предполагает обогащения металла в реголите. Это стало целью создания адаптивной оптической визуализации высокого разрешения, которая использовалась для обеспечения надежного размера и формы, а также относительно высокой объемной плотности 4,1 г / см. ³. ^{[ 15 ]}^{[ 16 ]}

(216) Клеопатра

216 Клеопатра со средним диаметром 122 км является третьим по величине астероидом М-типа, известным после 16 Психеи и 22 Каллиопы. ^{[ 19 ]} Радиолокационная допплеровская визуализация, телескопические изображения высокого разрешения и несколько звездных затмений показывают, что это контактный двойной астероид, форму которого обычно называют «собачьей костью» или «гантелью». ^{[ 19 ]} Радиолокационные наблюдения радиолокационного телескопа Аресибо указывают на очень высокое радиолокационное альбедо, составляющее ${\hat {\sigma }}_{OC}=0.43\pm 0.10$ в южном полушарии, что соответствует богатому металлами составу. ^{[ 19 ]} Клеопатра также примечательна наличием двух небольших спутников, названных Алекселиос и Клеоселена, которые позволили точно рассчитать ее массу и объемную плотность. ^{[ 30 ]}

См. также

Спектральные классы астероидов

Ссылки

^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я Шепард, МК; и др. (2015). «Радиолокационный обзор астероидов классов M и X: III. Понимание их состава, состояния гидратации и структуры». Икар . 245 : 38–55. дои : 10.1016/j.icarus.2014.09.016 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Белл, Дж. Ф.; и др. (2015). «Астероиды: общая картина». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 921–948. ISBN 978-0-8165-2281-1 .
^ Толен, диджей; Баруччи, Массачусетс (1989). «Таксономия астероидов». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 298–315. ISBN 0-8165-1123-3 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Гаффи; Белл, Дж. Ф.; Крукшанк, Д. (1989). «Минералогия поверхности астероидов». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 98–127. ISBN 0-8165-1123-3 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Магри, К.; и др. (2007). «Радиолокационный обзор астероидов главного пояса: наблюдения Аресибо за 55 объектами в 1999–2004 гг.». Икар . 186 : 126–151. дои : 10.1016/j.icarus.2006.08.018 .
^ Автобус, SJ; Бинзель, Р.П. (2002). «Фаза II исследования спектроскопии малых астероидов главного пояса: таксономия, основанная на признаках» . Икар . 158 (1): 146–177. Бибкод : 2002Icar..158..146B . дои : 10.1006/icar.2002.6856 . S2CID 4880578 .
^ Окерт-Белл, М.; и др. (2010). «Состав астероидов М-типа: Синтез спектроскопических и радиолокационных наблюдений». Икар . 210 (2): 674–692. дои : 10.1016/j.icarus.2010.08.002 .
^ Лупишко, Д.Ф.; и др. (1982). «UBV-фотометрия астероидов М-типа 16 Психея и 22 Каллиопа». Исследования Солнечной системы . 16 : 75. Бибкод : 1982AVest..16..101L .
^ Перейти обратно: ^а ^б Ривкин А.С.; и др. (2000). «Природа астероидов М-класса по данным 3-микронных наблюдений». Икар . 145 (2): 351. Бибкод : 2000Icar..145..351R . дои : 10.1006/icar.2000.6354 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Бритт, DT; и др. (2015). «Плотность, пористость и структура астероидов». В Боттке, ВФ; Челлино, А.; Паолички, П.; Бинцель, Р.П. (ред.). Астероиды III . Издательство Университета Аризоны. стр. 485–500. ISBN 978-0-8165-1123-5 .
^ Питьева Е.В.; Питьев, Н.П. (2018). «Массы главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических кораблей». Земля и планетарная астрофизика . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191v1 . дои : 10.1134/S1063773718090050 . S2CID 255197841 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Элкинс-Тантон, Лейтенант; и др. (2020). «Наблюдения, метеориты и модели: предполетная оценка состава и формирования (16) Психеи» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 125 (3): 23. doi : 10.1029/2019JE006296 . ПМЦ 7375145 . ПМИД 32714727 . S2CID 214018872 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Шепард, МК; и др. (2021). «Астероид 16 Психея: форма, особенности и глобальная карта» . Планетарный научный журнал . 2 (4): 16. arXiv : 2110.03635 . дои : 10.3847/PSJ/abfdba . S2CID 235918955 .
^ Сьеркс, Х.; и др. (2011). «Изображения астероида 21 Лютеция: остатка планетезимали ранней Солнечной системы» (PDF) . Наука . 334 (6055): 487–490. Бибкод : 2011Sci...334..487S . дои : 10.1126/science.1207325 . hdl : 1721.1/110553 . ПМИД 22034428 . S2CID 17580478 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Вернацца, П.; и др. (2021). «Визуализация VLT/SPHERE крупнейших астероидов главного пояса: окончательные результаты и синтез» . Астрономия и астрофизика . 654 (А56): 48. дои : 10.1051/0004-6361/202141781 . hdl : 10261/263281 . S2CID 239104699 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Феррэ, М. (2021). Каллиопа М-типа (22): Высокая плотность и дифференцированный интерьер . 15-й Европланетный научный конгресс. Бибкод : 2021EPSC...15..696F . Получено 30 декабря 2021 г. - через NASA ADS.
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Кэрри, Б. (2012). «Плотность астероидов». Планетарная и космическая наука . 73 (1): 98–118. arXiv : 1203.4336 . дои : 10.1016/j.pss.2012.03.009 . S2CID 119226456 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Марчис, Ф.; Джорда, Л.; Вернацца, П.; Брож, М.; Хануш Ю.; Феррэ, М.; и др. (сентябрь 2021 г.). «(216) Клеопатра, критически вращающийся астероид М-типа низкой плотности» . Астрономия и астрофизика . 653 : А57. arXiv : 2108.07207 . дои : 10.1051/0004-6361/202140874 . S2CID 237091036 . А57 . Проверено 13 октября 2021 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Шепард, Майкл К.; Тимерсон, Брэдли; Ширес, Дэниел Дж.; Беннер, Лэнс AM; Джорджини, Джон Д.; Хауэлл, Эллен С .; и др. (2018). «Пересмотренная модель формы астероида (216) Клеопатра» . Икар . 311 : 197–209. Бибкод : 2018Icar..311..197S . дои : 10.1016/j.icarus.2018.04.002 .
^ Декамп, П.; Марчис, Ф.; Поллок, Дж.; Бертье, Дж.; Вашье, Ф.; Бирлан, М.; и др. (2008). «Новое определение размера и объемной плотности двойного астероида 22 Каллиопа по наблюдениям взаимных затмений». Икар . 196 (2): 578–600. arXiv : 0710.1471 . Бибкод : 2008Icar..196..578D . дои : 10.1016/j.icarus.2008.03.014 . S2CID 118437111 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Дэвис, доктор медицинских наук; Фаринелла, П.; Марзари, Ф. (1999). «Пропавшая семья Психеи: столкновение разрушилось или так и не сформировалось?». Икар . 137 (1): 140–151. дои : 10.1006/icar.1998.6037 .
^ Скотт, Э.; и др. (2014). «Происхождение магматических метеоритов и дифференцированных астероидов» . Астероиды . ACM: 483. Бибкод : 2014acm..conf..483S .
^ Джонсон, Британская Колумбия; Сори, ММ; Эванс, Эй Джей (2020). «Ферровулканизм металлических миров и происхождение палласитов». Природная астрономия . 4 : 41–44. arXiv : 1909.07451 . дои : 10.1038/s41550-019-0885-x . S2CID 202583406 .
^ «Специфический тип (Толен) определен» . JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.
^ "Спец. тип (Толен) = M" . JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.
^ "спец. тип (Толен) = X И альбедо >= 0,1 И альбедо <= 0,3" . JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.
^ Шульц, Р.; и др. (2012). «Пролет Розетты над астероидом (21) Лютеция: обзор». Планетарная и космическая наука . 66 (1): 2–8. дои : 10.1016/j.pss.2011.11.013 .
^ Корадини, А.; и др. (2011). «Состав поверхности и температура астероида 21 Лютеция по наблюдениям Rosetta/VIRTIS». Наука . 334 (492): 492–494. дои : 10.1126/science.1204062 . ПМИД 22034430 . S2CID 19439721 .
^ Марго, JL; Браун, Мэн (2003). «Астероид М-типа низкой плотности в главном поясе». Наука . 300 (5627): 1939–1942. дои : 10.1126/science.1085844 . ПМИД 12817147 . S2CID 5479442 .
^ Декамп, П.; и др. (2011). «Тройственность и физические характеристики астероида (216) Клеопатра». Икар . 245 (2): 64–69. arXiv : 1011.5263 . дои : 10.1016/j.icarus.2010.11.016 . S2CID 119286272 .

[Shepard_et_al_2015-1] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я Шепард, МК; и др. (2015). «Радиолокационный обзор астероидов классов M и X: III. Понимание их состава, состояния гидратации и структуры». Икар . 245 : 38–55. дои : 10.1016/j.icarus.2014.09.016 .

[Bell_AsteroidsII-2] Перейти обратно: ^а ^б ^с Белл, Дж. Ф.; и др. (2015). «Астероиды: общая картина». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 921–948. ISBN 978-0-8165-2281-1 .

[Tholen_Barucci-3] Толен, диджей; Баруччи, Массачусетс (1989). «Таксономия астероидов». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 298–315. ISBN 0-8165-1123-3 .

[Gaffey_asteroidsII-4] Перейти обратно: ^а ^б Гаффи; Белл, Дж. Ф.; Крукшанк, Д. (1989). «Минералогия поверхности астероидов». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 98–127. ISBN 0-8165-1123-3 .

[Magri2007-5] Перейти обратно: ^а ^б ^с Магри, К.; и др. (2007). «Радиолокационный обзор астероидов главного пояса: наблюдения Аресибо за 55 объектами в 1999–2004 гг.». Икар . 186 : 126–151. дои : 10.1016/j.icarus.2006.08.018 .

[BusBinzel-6] Автобус, SJ; Бинзель, Р.П. (2002). «Фаза II исследования спектроскопии малых астероидов главного пояса: таксономия, основанная на признаках» . Икар . 158 (1): 146–177. Бибкод : 2002Icar..158..146B . дои : 10.1006/icar.2002.6856 . S2CID 4880578 .

[Ockert-Bell-7] Окерт-Белл, М.; и др. (2010). «Состав астероидов М-типа: Синтез спектроскопических и радиолокационных наблюдений». Икар . 210 (2): 674–692. дои : 10.1016/j.icarus.2010.08.002 .

[Lupishko82-8] Лупишко, Д.Ф.; и др. (1982). «UBV-фотометрия астероидов М-типа 16 Психея и 22 Каллиопа». Исследования Солнечной системы . 16 : 75. Бибкод : 1982AVest..16..101L .

[Rivkin00-9] Перейти обратно: ^а ^б Ривкин А.С.; и др. (2000). «Природа астероидов М-класса по данным 3-микронных наблюдений». Икар . 145 (2): 351. Бибкод : 2000Icar..145..351R . дои : 10.1006/icar.2000.6354 .

[Britt_AsteroidsIII-10] Перейти обратно: ^а ^б Бритт, DT; и др. (2015). «Плотность, пористость и структура астероидов». В Боттке, ВФ; Челлино, А.; Паолички, П.; Бинцель, Р.П. (ред.). Астероиды III . Издательство Университета Аризоны. стр. 485–500. ISBN 978-0-8165-1123-5 .

[Pitjeva2018-11] Питьева Е.В.; Питьев, Н.П. (2018). «Массы главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических кораблей». Земля и планетарная астрофизика . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191v1 . дои : 10.1134/S1063773718090050 . S2CID 255197841 .

[Elkins-Tanton_2020-12] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Элкинс-Тантон, Лейтенант; и др. (2020). «Наблюдения, метеориты и модели: предполетная оценка состава и формирования (16) Психеи» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 125 (3): 23. doi : 10.1029/2019JE006296 . ПМЦ 7375145 . ПМИД 32714727 . S2CID 214018872 .

[Shepard_2021-13] Перейти обратно: ^а ^б Шепард, МК; и др. (2021). «Астероид 16 Психея: форма, особенности и глобальная карта» . Планетарный научный журнал . 2 (4): 16. arXiv : 2110.03635 . дои : 10.3847/PSJ/abfdba . S2CID 235918955 .

[Sierks2011-14] Сьеркс, Х.; и др. (2011). «Изображения астероида 21 Лютеция: остатка планетезимали ранней Солнечной системы» (PDF) . Наука . 334 (6055): 487–490. Бибкод : 2011Sci...334..487S . дои : 10.1126/science.1207325 . hdl : 1721.1/110553 . ПМИД 22034428 . S2CID 17580478 .

[Vernazza2021-15] Перейти обратно: ^а ^б ^с Вернацца, П.; и др. (2021). «Визуализация VLT/SPHERE крупнейших астероидов главного пояса: окончательные результаты и синтез» . Астрономия и астрофизика . 654 (А56): 48. дои : 10.1051/0004-6361/202141781 . hdl : 10261/263281 . S2CID 239104699 .

[Ferrais2021-16] Перейти обратно: ^а ^б Феррэ, М. (2021). Каллиопа М-типа (22): Высокая плотность и дифференцированный интерьер . 15-й Европланетный научный конгресс. Бибкод : 2021EPSC...15..696F . Получено 30 декабря 2021 г. - через NASA ADS.

[Carry2012-17] Перейти обратно: ^а ^б ^с Кэрри, Б. (2012). «Плотность астероидов». Планетарная и космическая наука . 73 (1): 98–118. arXiv : 1203.4336 . дои : 10.1016/j.pss.2012.03.009 . S2CID 119226456 .

[Marchis_Kleopatra-18] Перейти обратно: ^а ^б Марчис, Ф.; Джорда, Л.; Вернацца, П.; Брож, М.; Хануш Ю.; Феррэ, М.; и др. (сентябрь 2021 г.). «(216) Клеопатра, критически вращающийся астероид М-типа низкой плотности» . Астрономия и астрофизика . 653 : А57. arXiv : 2108.07207 . дои : 10.1051/0004-6361/202140874 . S2CID 237091036 . А57 . Проверено 13 октября 2021 г.

[Shepard_Kleopatra-19] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Шепард, Майкл К.; Тимерсон, Брэдли; Ширес, Дэниел Дж.; Беннер, Лэнс AM; Джорджини, Джон Д.; Хауэлл, Эллен С .; и др. (2018). «Пересмотренная модель формы астероида (216) Клеопатра» . Икар . 311 : 197–209. Бибкод : 2018Icar..311..197S . дои : 10.1016/j.icarus.2018.04.002 .

[Descamps_Kalliope-20] Декамп, П.; Марчис, Ф.; Поллок, Дж.; Бертье, Дж.; Вашье, Ф.; Бирлан, М.; и др. (2008). «Новое определение размера и объемной плотности двойного астероида 22 Каллиопа по наблюдениям взаимных затмений». Икар . 196 (2): 578–600. arXiv : 0710.1471 . Бибкод : 2008Icar..196..578D . дои : 10.1016/j.icarus.2008.03.014 . S2CID 118437111 .

[Davis_1999-21] Перейти обратно: ^а ^б ^с Дэвис, доктор медицинских наук; Фаринелла, П.; Марзари, Ф. (1999). «Пропавшая семья Психеи: столкновение разрушилось или так и не сформировалось?». Икар . 137 (1): 140–151. дои : 10.1006/icar.1998.6037 .

[Scott-22] Скотт, Э.; и др. (2014). «Происхождение магматических метеоритов и дифференцированных астероидов» . Астероиды . ACM: 483. Бибкод : 2014acm..conf..483S .

[Johnson-23] Джонсон, Британская Колумбия; Сори, ММ; Эванс, Эй Джей (2020). «Ферровулканизм металлических миров и происхождение палласитов». Природная астрономия . 4 : 41–44. arXiv : 1909.07451 . дои : 10.1038/s41550-019-0885-x . S2CID 202583406 .

[SBDB_Tholen-24] «Специфический тип (Толен) определен» . JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.

[SBDB_Tholen_M-25] "Спец. тип (Толен) = M" . JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.

[SBDB_Tholen_XM-26] "спец. тип (Толен) = X И альбедо >= 0,1 И альбедо <= 0,3" . JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.

[Schulz-27] Шульц, Р.; и др. (2012). «Пролет Розетты над астероидом (21) Лютеция: обзор». Планетарная и космическая наука . 66 (1): 2–8. дои : 10.1016/j.pss.2011.11.013 .

[Coradini-28] Корадини, А.; и др. (2011). «Состав поверхности и температура астероида 21 Лютеция по наблюдениям Rosetta/VIRTIS». Наука . 334 (492): 492–494. дои : 10.1126/science.1204062 . ПМИД 22034430 . S2CID 19439721 .

[MargotBrown2003-29] Марго, JL; Браун, Мэн (2003). «Астероид М-типа низкой плотности в главном поясе». Наука . 300 (5627): 1939–1942. дои : 10.1126/science.1085844 . ПМИД 12817147 . S2CID 5479442 .

[Descamps_Kleopatra-30] Декамп, П.; и др. (2011). «Тройственность и физические характеристики астероида (216) Клеопатра». Икар . 245 (2): 64–69. arXiv : 1011.5263 . дои : 10.1016/j.icarus.2010.11.016 . S2CID 119286272 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]