Composition and origin of L5 Trojan asteroids of Mars: Insights from spectroscopy
Composition and origin of L5 Trojan asteroids of Mars: Insights from spectroscopy
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火星 L5 特洛伊小行星的组成和起源：光谱学的见解
DOI：
10.1016/j.icarus.2020.113994
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发表时间：
2021
期刊：
影响因子：
3.2
通讯作者：
Christou A
中科院分区：
文献类型：
--
作者：
Christou A
我们通过反射光谱研究了L5火星特洛伊小行星的矿物组成，特别注意（101429）1998 VF 31，这是唯一不属于尤里卡家族的L5特洛伊小行星（Christou，2013）。我们发现这颗小行星很可能属于Bus-Demeo S-复合体，与Rivkin et al.（2007）一致。我们比较它与各种太阳系的机构，并获得良好的光谱匹配与SQ-或S-型小行星，光谱的月球表面和火星和月球陨石。混合拟合光谱端元表明表面丰富的镁富斜方辉石和铁金属，或者，斜长石和金属与少量的镁贫斜方辉石的组合。金属成分可能是小行星固有矿物组成的一部分，也可能是极端空间风化的迹象。根据我们的研究结果，我们讨论了一些起源的情况下（101429）。这颗小行星可能与富含铁的原始无球粒陨石有遗传关系（Rivkin等人，2007年），可能起源于火星的撞击喷出物-这是最近针对尤里卡家族小行星提出的一种设想（Polishook等人，（2017年）-或者可能代表月球原始固体地壳的遗迹碎片，这是由于小行星与月球表面区域的光谱相似性而提出的可能性。另一方面，如果（101429）是火星特洛伊云的一个相对较新的成员（Christou等人，2020年），它的起源可能追溯到内主带的高倾角小行星家族。对于橄榄石占主导地位的尤里卡家族，我们发现我们样本中的两颗较小的小行星在光谱上彼此之间的相似度比最大的家族成员（5261）尤里卡更高。这三颗小行星的光谱轮廓非常相似，短波长约为0.7μm，但在较长波长处发散。特别是对于两个较小的小行星，我们发现光谱在可见光区和0.8μm内几乎相同。我们属性的光谱差异在近红外区域的差异：空间风化程度，橄榄石的化学成分和/或风化层粒度。
We investigate the mineralogical makeup of L5 Martian Trojan asteroids via reflectance spectroscopy, paying special attention to (101429) 1998 VF31, the only L5 Trojan that does not belong to the Eureka family (Christou, 2013). We find that this asteroid most likely belongs to the Bus-Demeo S-complex, in agreement with Rivkin et al. (2007). We compare it with a variety of solar system bodies and obtain good spectral matches with Sq- or S-type asteroids, with spectra of the lunar surface and of Martian and lunar meteorites. Mixture fitting to spectral endmembers suggests a surface abundance of Mg-rich orthopyroxene and iron metal or, alternatively, a combination of plagioclase and metal with a small amount of Mg-poor orthopyroxene. The metallic component may be part of the intrinsic mineral makeup of the asteroid or an indication of extreme space weathering. In light of our findings, we discuss a number of origin scenarios for (101429). The asteroid could be genetically related to iron-rich primitive achondrite meteorites (Rivkin et al 2007), may have originated as impact ejecta from Mars - a scenario proposed recently for the Eureka family asteroids (Polishook et al., 2017) - or could represent a relic fragment of the Moon's original solid crust, a possibility raised by the asteroid's close spectral similarity to areas of the lunar surface. If, on the other hand, (101429) is a relatively recent addition to the Martian Trojan clouds (Christou et al., 2020), its origin is probably traced to high-inclination asteroid families in the Inner Main Belt. For the olivine-dominated Eureka family, we find that the two smaller asteroids in our sample are more spectrally similar to one another than to (5261) Eureka, the largest family member. Spectral profiles of these three asteroids are closely similar shortward of ~0.7μm but diverge at longer wavelengths. For the two smaller asteroids in particular, we find the spectra are virtually identical in the visible region and up to 0.8μm. We attribute spectral differences in the near-IR region to differences in either: degree of space weathering, olivine chemical composition and/or regolith grain size.
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影响因子：
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作者：
H. Scholl;F. Marzari;P. Tricarico
通讯作者：
H. Scholl;F. Marzari;P. Tricarico
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DOI：
10.1088/1538-3873/128/959/018003
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C. Thomas
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S. Bus
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D. Polishook;Seth Andrew Jacobson;A. Morbidelli;O. Aharonson
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通讯作者：
Levison, HF