Comparación de tendencias de contraste espectral en bandas de 3 µm de CC y asteroides. Los asteroides se agrupan según la clasificación SMASSSII en complejo C (carbonáceos, incluidos los tipos C, B, Cb, Cg, Cgh y D) y complejo S (silicato, incluidos S, A, R, K, L, Sa, y tipos S). tipos Sq, Sr, Sk, Sl y V) y el complejo X (rico en minerales, incluido X, — Doctorado en Astronomía EP
Las condritas carboníferas (CC) son ventanas al sistema solar primitivo y a la historia de sus cuerpos progenitores. Sus firmas espectroscópicas infrarrojas son factores poderosos para descifrar su composición e historia evolutiva, pero aún presentan desafíos formidables.
En nuestro estudio, investigamos espectros IR que abarcan de 1 a 25 μm de 17 CC, con distintas propiedades del petróleo y diversos grados de alteración. A medida que el cambio de agua se intensifica, la característica de absorción de la región de 3 micrones asociada con los minerales que contienen OH y el agua, y la banda de 6 micrones que indica las moléculas de agua, aumentan en densidad.
Al mismo tiempo, los centros de sus bandas se desplazan hacia longitudes de onda más cortas. Además, a medida que avanza la alteración, aparece una característica de absorción distinta cerca de 2,72 μm, similar a la característica de absorción de OH que se encuentra en los minerales de serpentina y saponita. La comparación del cambio de hidratación con los CC calentados en el laboratorio indica que la característica de adsorción de OH/H2O de la región de 3 μm difiere entre los CC calentados a menos o más de 300 °C. La relación de reflectancia de 12,4 µm/11,4 µm disminuye y el pico de reflectancia en el rango de 9-14 µm se desplaza hacia longitudes de onda más cortas. Estos cambios se atribuyen a la transformación de silicatos anhidros en silicatos foliares.
En la región de 15-25 µm, el efecto del cambio térmico se vuelve evidente y da lugar a características más espectrales, ya que el único pico de reflectancia en 22,1 µm se transforma en dos picos distintos en 19 µm y 25 µm, lo que se debe principalmente a la aumento de la presencia de silicatos anhidros y recristalización del olivino. Estos resultados proporcionan nuevos conocimientos sobre las composiciones ricas en volátiles de los asteroides del complejo C y la historia de la evolución térmica de sus cuerpos progenitores.
Jinfei Yu, Haibin Zhao, Edward A. Clotis, Hiroyuki Kurokawa, Yunchao Wu
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Temas: La Tierra y la astrofísica planetaria (astro-ph.EP); Geofísica (física.geo-ph)
Citar como: arXiv:2401.07083 [astro-ph.EP] (O arXiv:2401.07083v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2401.07083
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Identificación digital relevante:
https://doi.org/10.1016/j.icarus.2024.115951
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Día de entrega
De: Jinfei Yu
[v1] Sábado 13 de enero de 2024 a las 14:19:07 UTC (1.065 KB)
https://arxiv.org/abs/2401.07083
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