The composite visible-NIR spectrum

The composite visible-NIR spectrum of 2003 EG (Fig. 2,
lower panel) resemble that of (4) Vesta throughout all the observed range, and in particular the shape of the 1-µm band is
similar. However, the depth of the 1-µm band is not the same,
being deeper on Vesta than on 2003 EG, perhaps indicating a
different content of pyroxene and/or olivine. Unfortunately,
the 2-µm band is out of the measured range, thus preventing any detailed compositional analysis. Anyway, the high
reflectivity level of 2003 EG at 1.6 µm suggests a lower content of pyroxene with respect to Vesta.
The overall NIR spectrum of 2003 FT3 (Fig. 2, upper
panel) is consistent with the V-type, but the right-hand limb
of the 1 µm band is very peculiar and much different from
other V-types (and from Vesta as well). Moreover the 2-µm
band is less deep than that of Vesta. Similar features, for
the first time detected among NEOs, have been observed
at least in another MB V-type object, namely, (2579) Spartacus (Burbine et al., 2001). We stress that the spectra of
Vesta, Spartacus and 2003 FT3 are rather different each
other. However, the broad 1-µm bands of Spartacus and 2003
FT3 may suggest a compositional similarity (note also that
no similar features have been detected among HED meteorites). The peculiar spectral features can be seen (here
as for (2579) Spartacus, see Burbine et al., 2001)asdiagnostic of an excess of olivine and/or plagioclase, compared to typical V-types. Indeed, olivine has a broad profile
at the right side of the 1-µm band and has no 2-µm band(e.g., see Hiroi and Sasaki, 2001) while plagioclase has a
wide band that extends from 1 to 1.5 µm, and has no 2-µm
band. In order to investigate such hypothesis, we computed
a linear combination (e.g., seeHiroi et al., 1993)ofVesta
spectrum with the spectrum of olivine (taken from RELAB,
http://www.planetary.brown.edu/relab/). The result is shown
inFig. 3. Although the linear combination could represent a
oversimplification of the actual 2003 FT3 surface (it holds
only if the diverse species have separate locations on the
surface), an excellent match has been achieved. We recall
that a spot of olivine has been identified (Gaffey, 1997;
Binzel et al., 2002; Cochran and Vilas, 1998)on the surface of Vesta: 2003 FT3 might originate from a surface layer
of Vesta, close to the spot. However this hypothesis has to
be considered only as a bare speculation, given also the low
S/N ratio of the NIR observations.
Whether the V-type asteroids a

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

คอมโพสิต NIR มองเห็นสเปกตรัมของ EG 2003 (รูป 2แผงล่าง) คล้ายเวสตา (4) ตลอดทุกช่วงการสังเกต และโดยเฉพาะรูปร่างของวง 1 µm เป็นคล้ายกัน อย่างไรก็ตาม ความลึกของวง 1 µm ไม่เหมือนกันการลึกบนเวสตากว่าบน 2003 EG บางทีแสดงความเนื้อหาที่แตกต่างของ pyroxene หรือวงจรรวม อับวง 2 µm เป็นช่วงวัดได้ จึง ป้องกันแม่นยำทุกรายละเอียด อย่างไรก็ตาม สูงระดับสัมประสิทธิ์ของ EG 2003 ที่ 1.6 µm แนะนำเนื้อหาต่ำของ pyroxene เกี่ยวกับเวสตาโดยรวม NIR สเปกตรัม 2003 FT3 (รูป 2 ด้านบนแผง) ไม่สอดคล้องกับชนิด V แต่ขาขวา1 µm วงเป็นแปลกมาก และมากแตกต่างจากV-ชนิดอื่น ๆ (และเวสตาเป็นอย่างดี) นอกจากนี้ 2-µmวงดนตรีที่เป็นความลึกน้อยกว่าของเวสตา คุณสมบัติคล้ายกัน สำหรับครั้งแรกที่ตรวจพบระหว่างสถานะ ได้รับการปฏิบัติน้อยในวัตถุอื่น MB V ชนิด ได้แก่, (2579) สปาร์ตาคุส (Burbine et al. 2001) เราเครียดที่สเปกตรัมของเวสตา สง และ 2003 FT3 จะค่อนข้างแตกต่างกันแต่ละอื่น ๆ อย่างไรก็ตาม วงกว้าง 1 µm ของสปาร์ตาคุสและ 2003FT3 อาจแนะนำให้มีความคล้ายคลึง compositional (ทราบว่าไม่มีคุณสมบัติที่คล้ายกันถูกตรวจพบระหว่างสะเก็ดเห็ด) คุณสมบัติสเปกตรัมแปลกเป็นไปได้ (ที่นี่ส่วนสปาร์ตาคุส (2579) เห็น Burbine et al. 2001) ของส่วนเกินของวงจรรวมหรือ plagioclase เมื่อเทียบกับทั่วไป V-ประเภท asdiagnostic จริง โอลิวีนมีโปรไฟล์ดีที่ด้านขวาของวง 1 µm และมีวงดนตรี 2 µm ไม่ (เช่น ดู Hiroi และซาซากิ 2001) plagioclase มีการวงกว้างที่ขยายจาก 1 ถึง 1.5 µm และมี 2-µmวง เพื่อตรวจสอบสมมติฐานดังกล่าว ที่เราคำนวณการรวมกันเชิงเส้น (เช่น seeHiroi et al. 1993) ofVestaช่วงคลื่นสเปกตรัมของวงจรรวม (นำมาจาก RELABhttp://www.planetary.brown.edu/relab/) มีแสดงผลinFig 3. แม้ว่าการรวมกันเชิงเส้นสามารถแสดงเป็นoversimplification 2003 FT3 ผิวจริง (จะเก็บถ้าสายพันธุ์ที่หลากหลายมีสถานแยกต่างหากในการพื้นผิว), การแข่งขันยอดเยี่ยมเคยมีมาก่อน เราจำได้ที่จุดของโอลิวีนมีการระบุไว้ (Gaffey, 1997Binzel et al. 2002 Cochran และวิลาส 1998) บนผิวของเวสตา: 2003 FT3 อาจมาจากชั้นพื้นผิวของเวสตา ปิดที่จุด อย่างไรก็ตาม สมมุติฐานนี้ไม่ได้อาจเป็นเพียงเก็งกำไรแบบเปลือย รับยังต่ำสุดอัตราส่วน S/N ของสังเกต NIRไม่ว่าดาวเคราะห์น้อยประเภท V

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

คอมโพสิตมองเห็น NIR สเปกตรัมของปี 2003 EG (รูป. 2
แผงล่าง) มีลักษณะคล้ายกับที่ (4) Vesta ตลอดช่วงที่สังเกตและโดยเฉพาะรูปร่างของวง 1 ไมครอนคือ
ที่คล้ายกัน แต่ความลึกของวง 1 ไมครอนคือไม่เหมือนกัน
เป็นลึกในเวสต้ากว่า 2003 เช่นอาจจะแสดงให้เห็น
เนื้อหาที่แตกต่างกันของไพรอกซีนและ / หรือฟันม้าโอลิ แต่น่าเสียดายที่
วง 2 ไมครอนจะออกในช่วงที่วัดได้จึงป้องกันการวิเคราะห์ใด ๆ compositional รายละเอียด อย่างไรก็ตามสูง
ระดับการสะท้อนแสงของปี 2003 EG 1.6 ไมโครเมตรแนะนำเนื้อหาล่างของไพรอกซีนด้วยความเคารพ Vesta.
สเปกตรัม NIR โดยรวมของปี 2003 FT3 (รูป. 2 บน
แผง) สอดคล้องกับประเภท V แต่ขวา แขนขามือ
ของวงดนตรี 1 ไมโครเมตรเป็นอย่างมากที่แปลกและแตกต่างจาก
V-ประเภทอื่น ๆ (และจากเวสต้าเช่นกัน) นอกจากนี้ 2 ไมครอน
วงลึกน้อยกว่าที่ของเวสต้า คุณสมบัติคล้ายกันสำหรับ
ครั้งแรกที่ตรวจพบในหมู่ NEOs, ได้รับการปฏิบัติ
อย่างน้อยใน MB ประเภท V วัตถุอื่นคือ (2579) Spartacus (Burbine et al., 2001) เราเน้นว่าสเปกตรัมของ
เวสต้าคัสและ FT3 2003 จะค่อนข้างแตกต่างกันในแต่ละ
อื่น ๆ อย่างไรก็ตามในวงกว้าง 1 ไมครอนวงดนตรีของ Spartacus และ 2003
FT3 อาจแนะนำความคล้ายคลึงกัน compositional (ยังทราบว่า
ไม่มีคุณสมบัติที่คล้ายกันได้รับการตรวจพบในหมู่อุกกาบาต HED) คุณสมบัติเฉพาะสเปกตรัมสามารถมองเห็นได้ (นี่
เป็นสำหรับ (2579) คัสดู Burbine et al., 2001) asdiagnostic ส่วนเกินของฟันม้าโอลิและ / หรือ plagioclase ที่เมื่อเทียบกับปกติ V-ประเภท แท้จริงฟันม้าโอลิมีรายละเอียดในวงกว้าง
ที่ด้านขวาของวงดนตรี 1 ไมโครเมตรและมีวงดนตรี 2 ไมครอน (เช่นดู Hiroi และซาซากิ, 2001) ในขณะที่ plagioclase มี
วงกว้างที่ขยาย 1-1.5 ไมโครเมตรและมี No 2 ไมครอน
วง เพื่อที่จะตรวจสอบสมมติฐานดังกล่าวเราคำนวณ
รวมกันเชิงเส้น (เช่น seeHiroi et al., 1993) ofVesta
คลื่นความถี่ที่มีสเปกตรัมของฟันม้าโอลิ (ที่นำมาจาก RELAB,
http://www.planetary.brown.edu/relab/) ผลที่ตามมาก็แสดงให้เห็น
inFig 3. แม้ว่าการรวมกันเชิงเส้นอาจเป็นตัวแทนของ
เปลือกของจริงพื้นผิว FT3 2003 (มันถือ
เฉพาะในกรณีที่มีความหลากหลายชนิดมีสถานที่แยกต่างหากบน
พื้นผิว) การแข่งขันที่ยอดเยี่ยมได้รับความสำเร็จ เราจำได้
ว่าจุดฟันม้าโอลิได้รับการระบุ (Gaffey, 1997;
Binzel et al, 2002; Cochran และวิลาศ 1998.) บนพื้นผิวของ Vesta นี้: 2003 FT3 อาจมาจากชั้นผิว
ของเวสต้าใกล้กับจุดที่ อย่างไรก็ตามสมมติฐานนี้จะ
ได้รับการพิจารณาเป็นเพียงการเก็งกำไรเปลือยรับยังต่ำ
อัตรา S / N ของการสังเกต NIR ได้.
ไม่ว่าจะเป็น V-ประเภทดาวเคราะห์น้อย