Comparación de tendencias de variación espectral en las bandas de 3 μm de CC y asteroides. Los asteroides se agrupan según la taxonomía SMASSII en complejo C (carbonáceo, incluidos los tipos C, B, Cb, Cg, Cgh y D), complejo S (silicato, incluidos S, A, R, K, L, Sa, tipos Sq , Sr, Sk, Sl y V) y de absorción compleja y de alta reflectividad). — astro-ph.EP
Las condritas carbonosas (CC) son ventanas al sistema solar primitivo y a la historia de sus cuerpos progenitores. Sus firmas espectrales infrarrojas son indicadores poderosos para descifrar su composición e historia evolutiva, pero, no obstante, presentan desafíos formidables.
En nuestro estudio, investigamos espectros infrarrojos que abarcan desde 1 a 25 micras de 17 CC, con distintas características petrológicas y diferentes grados de alteración. A medida que se intensifica la erosión acuosa, la característica de absorción de la región de 3 micrones asociada con los minerales que contienen OH y el agua, así como la banda de 6 micrones indicativa de las moléculas de agua, aumenta en intensidad.
Simultáneamente, 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 distintiva cerca de 2,72 micrones, que se asemeja a la característica de absorción de OH que se encuentra en los minerales serpentina y saponita. La comparación de la meteorización acuosa con los CC calentados en el laboratorio sugiere que la característica de absorción de OH/H2O de la región de 3 micrones difiere entre los CC calentados a menos o más de ~300 °C. La relación de reflectancia de 12,4 micrones/11,4 micrones disminuye y el pico de reflectancia en el rango de 9 a 14 micrones cambia a longitudes de onda más cortas. Estos cambios se atribuyen a la transformación de silicatos anhidros en filosilicatos.
En la región de 15 a 25 micrones, la influencia del metamorfismo térmico se vuelve evidente y da como resultado la aparición de características más espectrales; el único pico de reflectancia en 22,1 micrones sufre una transformación en dos picos distintos en 19 micrones y 25 micrones, que se atribuyen principalmente a la mayor presencia de silicatos anhidros y recristalización del olivino. Estos hallazgos proporcionan nuevos conocimientos sobre las composiciones ricas en volátiles de los asteroides del Complejo C y la historia evolutiva térmica de sus cuerpos progenitores.
Jinfei Yu, Haibin Zhao, Edward A. Cloutis, Hiroyuki Kurokawa, Yunzhao Wu
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Materias: Astrofísica terrestre y 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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DOI asociado:
https://doi.org/10.1016/j.icarus.2024.115951
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Por: Jinfei Yu
[v1] Sábado 13 de enero de 2024 14:19:07 UTC (1065 KB)
https://arxiv.org/abs/2401.07083
Astrobiología,
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