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小行星光譜類型
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发表时间：2023-10-14 21:04:03
小行星光譜類型
小行星光譜類型是根據小行星的電子(加熱)躍遷發射光譜、可見光顏色與不可見光全漫反射光譜，有時還參考反照率(反射輻射與入射總輻射的比值)分辨其類型。十多年來使用最廣泛的分類法是大衛·托倫，於1984年首次提出。這種分類是根據20世紀80年代八色小行星調查（ECAS，Eight-Color Asteroid Survey）期間獲得的寬頻光譜（0.31μm至1.06μm）結合反照率量測結果發展而來的。最初的分類是基於978顆小行星。托倫分類包括14種類型:
1.A型小行星(SMASSII分類為A)是在小行星主帶內側相對較為罕見，有著強烈的1µm橄欖石特徵，和截止在0.7微米非常偏紅的光譜。它們被認為是來自小行星已經完全分化的地函。A型小行星非常罕見，迄2005年只發現了17顆。短距為0.75μm非常陡峭的紅色斜率；長至0.75μm中等深度吸收特徵。
2. B型小行星(SMASSII分類為B)是一種相對較罕見的碳質小行星，屬於更廣泛的C群。在小行星的族群中，B-型小行星，包括第二大的小行星 － 智神星，在主帶的外側和高傾角的智神星族小行星都是含量豐富的主導者。它們被認為是在早期的太陽系含量豐富的原始、揮發性的殘餘。一般的性質與C型相同，但是在低於0.5μm 以下的紫外線吸收較小或缺乏，並且在光譜上輕微的藍化比紅化明顯。反照率也往往大於顏色較深的C型。在光譜學上， B型天體顯使表面主要的成分包括無水硅酸鹽、含水的黏土礦物、有機聚合物、磁鐵礦和硫化物。與B-型小行星最接近和匹配的是在實驗室中被略微加熱的碳質球粒隕石。線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
3. F-型小行星(SMASSII分類為B)是一種相對來說比較罕見含有碳質的小行星類型，屬於C-群。大致上與B-型小行星相似，但是在大約3 μm缺乏指示水化礦物的"水"吸收特徵，並且在低於0.4 μm的低波長紫外線部分是不同的。F-型小行星和B-型小行星在SMASS分類的標準下是沒有區別的，所以在該分類計畫中是與B-型整合在一起。線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
4. C-型小行星(SMASSII分類為C、Cb、Ch、Cg、Chg)是含碳的小行星，它們是碳質球粒隕石的母體，約佔已知小行星的75%，並且在2.7天文單位之外的小行星帶所佔的比例更高，並且以這種小行星為主。C-型小行星在實際上的比例可能還要更高，因為除了D-型之外，C-型小行星更深入主帶外緣，並且比其他類型的小行星更為暗淡。這一類型小行星的光譜與:)碳質球粒隕石（CI和CM型）非常相似，除了不含氫、氦和揮發物之外，它們的化學組成和太陽與原始的太陽星雲幾乎一樣，也有含水的礦物。C-型小行星有異常低的反照率，典型的範圍在0.03-0.10之間。通常，為數不少的S-型小行星在衝的時候用雙筒望遠鏡就可以看見，但就算最大的C-型小行星仍然需要小的望遠鏡才能看見。324 班堡可能是最明亮的C-型小行星，但是它有極大的離心率，這意味著它只達到最大星等的時間非常短暫。它們的光譜包含在低於0.4-0.5微米的紫外線波長上有中等強度的吸收，而在較長的波長上沒有明顯的特徵但是有輕微的紅化。在3微米的波長附近有被稱為水吸收的特徵，這表示在礦物內有水的存在。10 健神星是最明確的一顆C-型小行星，但是SMASS 分類法卻以最大的穀神星取代它的位置，原因無它，只因為在該分類中沒有G-型。線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
5. G-型小行星(SMASSII分類為C、Cb、Ch、Cg、Chg)是一種相對來說比較少見的碳質小行星，在這一型中最值得注意的是穀神星。與C-型小行星相似，但是在0.5 μm以下的紫外線有強烈的吸收特徵。在0.7 μm 附近可能也有吸收的特性，而這可能是類似黏土和含水層狀酸鹽礦物的指標。在SMASS分類，依照在0.7 μm有無吸收普線的特徵，G-型細分為Cgh 和Cg。G-型、C-型和一些罕見的類型有時會一起組成範圍更廣泛的C-群碳質小行星。線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
6. D-型小行星(SMASSII分類為D)有非常低的反照率和無特徵的淺紅色電磁頻譜 。它被認為成分中富含有機矽酸鹽、碳、和無水矽酸鹽，在其內部可能還有水冰 [來源請求]。發現的D-型小行星主要分布在小行星帶的外側和更外面的區域；例如阿達拉 (Atala )、阿基里斯 (Achilles)、霍克得 (Hektor)和希達高 (Hidalgo)。尼斯模型認為D-型小行星是被捕獲的柯伊柏帶天體。在1992年，Larry A. Lebofsky和同事發表一篇文章，他們發現主帶的D-型小行星 Irmintraud 的光譜在3微米的特徵。此一特徵被認為是表面有水存在的暗示，並表明D-型小行星更有可能是經過改變的狀態，而不是不變的，原始的或原始的狀態。相對無特徵的光譜，具有非常陡峭的紅色斜率。
7. E-型小行星(SMASSII分類為X、 Xc、Xe、Xk)是表面被認為有頑火輝石和無粒隕石的小行星，它們在主帶中被稱為匈牙利族小行星中佔了很大部分的比率，但是在進入主帶的其他區卻很快的變得極為罕見。但是它們有些在遠離主帶內側的邊緣，像是神女星（安吉利娜）。它們被認為都是來自差異性極低的小行星地函。它們有高反照率（0.3或更大），與較普通的M-型小行星有明顯的區別。它們的光譜沒有特徵只是平坦的紅化。或許是因為它們是來自母體的邊緣，而不是來自核心，E-型小行星都很小，只有3顆的直徑超過50公里，而且其他的都在25公里以下。頑火無球隕石（頑火輝石無粒隕石隕石體）相信是來自E-型小行星。這一類型的小行星在SMASS分類中可能會歸併在X-型小行星。通常無特徵的光譜，具有微紅斜率;微妙的吸收特徵和/或光譜曲率和/或峰值相對反射率的差異。
8. M-型小行星(SMASSII分類為X、 Xc、Xe、Xk)是部分已知成分的小行星，它們是未知鐵隕石隕石的主體的，亮度偏低（因為反照率只有0.1至0.2） 。通常含有更高濃度的金屬，有一些（但不是全部）是由鐵-鎳構成的，或許也混有少量的石頭，其中有一部分被認為是分化過的小行星被撞擊後核心的碎片，且被認為是鐵隕石的來源。M-型小行星是常見的第三大小行星類型。此外，也有些M-型小行星的組成是不清楚的。例如，22 司賦星（Kalliope）的密度就很確定是遠低於由金屬或碎石堆構成的固體：由鐵-鎳構成的碎石堆需要有70%的空隙，這顯然與組合成形的條件有所矛盾。22 司賦星與21 魯特西亞（Lutetia）似乎顯示存在著含水的礦物和硅酸鹽，異常低的雷達反照率也與金屬的表面不一致，並且有更多與C-型小行星共通的特徵，另外還有許多的M-型小行星並不符合由金屬組成的情況。儘管在長波的0.75µm和短波的0.55µm有時存在一些細微的吸收線，M-型的光譜是平坦和偏紅的，並且缺乏明顯的特徵。16 靈神星（Psyche）是最大的M-型小行星，並顯示其大多是由金屬構成的。21 魯特西亞則是異常的一顆，可能不是由金屬構成的，亦是由羅塞塔號在2010年7月10日拍攝影像的第一顆M-型小行星。其他的M-型小行星，216 豔后星 ( Kleopatra)，由位於波多黎各的阿雷西博天文台拍攝的雷達影象有著狗骨頭的形狀。M-型是早期的小行星分類中的三個基本型之一（另外兩型是S型和C型），且被認為通常是由金屬組成的。通常無特徵的光譜，具有微紅斜率;微妙的吸收特徵和/或光譜曲率和/或峰值相對反射率的差異。
9. P-型小行星(SMASSII分類為X、 Xc、Xe、Xk)有著低反照率和極少紅化特徵的電磁頻譜，其組成份中有著豐富的矽酸鹽、碳和無水的矽酸鹽，在它們的內部可能有水結成的冰。P-型小行星都在主帶的外層和之外。早期的小行星分類系統是大衛·托連在1975年的博士論文中提出來的，他依據的是對110顆小行星群的觀測，U-型小行星是在光譜上有不尋常的特徵，因不符合C-型小行星和S-型小行星，而無法分類的類型。在1976年，有一些反照率中等的U-型小行星被分類為M-型。大約在1981年，一顆M-型分支中的小行星雖然在光譜上的特徵與M-型無法有所區分，但其低反照率卻不在M-型的標準之內。它們起初被標示為X-型小行星，然後是DM型（暗的M-型）或PM（假的M-型），之後才正式分類為P-型小行星（乃取其為虛假的M-型）。P-型小行星是太陽系內最黑暗的一些天體，反照率在0.2-0.7。它們的顏色比S-型更紅，但是沒有在光譜上呈現出來。它們的紅可能與含有有機的油母質有關。P-型小行星的反射光譜反應出他門的組成份為31%的CI和49%的CM群碳質球粒隕石（碳粒隕石），加上20%塔吉什湖隕石，然後經歷過熱變質和太空風化。小行星主代的外圍部分在距離太陽2.6天文單位處主要是低粉照率的C、D、和P-型小行星，它們可能是已經被液態水改變了化學成分的原始小行星[5]。P-型小行星分布的尖峰在軌道距離4AU之處。P-型小行星包括46 司祭星、 65 原神星、76 舒女星、87 林神星」、153 Hilda和4476 Hedwig。通常無特徵的光譜，具有微紅斜率;微妙的吸收特徵和/或光譜曲率和/或峰值相對反射率的差異。
10. Q-型小行星(SMASSII分類為Q)相對來說在主帶內側是較少見的一種，在1微米的波段上有著寬廣與強烈的橄欖石和輝石的特徵，並且光譜的斜率顯示有金屬的存在。它的吸收特徵在0.7µm截止，並且光譜一般是介於V-型和S-型之間。
Q-型小行星的光譜比其他類型的小行星與隕石中的普通球粒隕石更為相似（類型為H、L和LL）。這導致科學家們猜測它們的含量豐富，但只有少數小行星有這種類型的特徵。Q-型小行星的例子有1862 阿波羅和2063 Bacchus，以及尚未富與編號的1991 BN和1997 US9。短向的紅色斜率為0.7μm；長為0.75μm深，圓形的吸收特徵。
11. R-型小行星(SMASSII分類為R)是亮度中等，相對來說在小行星主帶內側是不常見的，它的光譜介於V-型小行星和A-型小行星之間。它的光譜在1和2微米間顯示不同的橄欖石和輝石的性質，可能還有斜長石，和截止在0.7微米非常偏紅的光譜。紅外線天文衛星任務將灶神星、148 高盧星、246 Asporina、349 Dembowska、571 Dulcinea和937 Bethgea歸類為R-型；但是，重新分類時將灶神星當成V-型的原型，是值得商榷的。中等偏紅斜率，向下0.7μm；深度吸收長為0.75μm。
12. S-型小行星(SMASSII分類為S、Sa、Sk、Sl、Sq、Sr)是由以矽質為主組成的，為未知石隕石的母體，是在C-型小行星之後第二大的族群，大約有17%的小行星屬於這個族群。S-型是亮度中等（反照率0.10至0.22），主要成分包括鐵、鎂和矽。它們主要分布在主帶的內側，距離約2.2天文單位，在中心區距離約3天文單位處也很常見，但在外側就很罕見了。最大的一顆是司法星（最長處的寬度大約300公里），接下來依序是婚神星、海後星、大力神星和虹神星。這些最大的S-型小行星在衝的時候，可以使用10X50的雙筒望遠鏡看見，最亮的虹神星亮度通常都比+7.0亮，除了反射異常的灶神星外，這比任何的小行星都亮。它們的光譜在短於0.7微米處有中度的陡降，並且在1微米和2微米有中度的吸收。1微米的吸收顯示與矽酸鹽（石質礦物）有關，在以0.63微米為中心處也有較淺但寬闊的吸收。這些小行星的成分與多種石隕石類似，並且共享相似的光譜特徵。適度陡峭的紅色斜率，向下0.7μm；中度至陡峭的吸收，長為0.75μm；反射率峰值為0.73μm。巴斯子群組介於S和A、K、L、Q、R 類之間。
13. T-型小行星(SMASSII分類為T)是在主帶內側極為罕見的一種類型，其亮度較暗且成分不明，沒有特徵的光譜有中度的紅化，還有中度的吸收特性在0.85微米處突然截止。到目前為止，尚未發現與此型有直接關聯的隕石。他門被認為是無水的，並且相信與P-型或D-型有關聯，但也可能是C-型的高度變化型。見神星是此類型的一個例子。中度淡紅色，短距0.75μm；之後平坦。
14. V-型小行星或灶神星型(SMASSII分類為V)是與灶神星有關為HED族隕石的母體，此型中體積最大的小行星，有著相似光譜的小行星。大部分成員的軌道元素類似於灶神星，不是足以成為灶神星族的成員，就是有著相似的離心率和軌道傾角，但是半長軸在2.18天文單位和3：1柯克伍德空隙的2.50天文單位。這表示大部分或全部的成員都來自灶神星外殼被撞擊的碎片，也可能是歷史上某個時刻一次很大的單一撞擊事件造成的。在灶神星南半球的巨大撞擊坑是此一撞擊事件的主要候選場所。V-型小行星與也是由岩石、鐵和普通球粒隕石組成，與類似但更普通的S-型比較是中等的亮度。這種較為罕見的小行星類型，包含的輝石比S-型更多。電磁頻譜在0.75 μm有很強的吸收特性longward，另一個特徵出現在大約1 μm，和很紅的0.7μm shortwards。可見光波長光譜為V-型的小行星 (包括灶神星本身) 的光譜都類似於玄武岩無球粒隕石HED隕石。J-型曾經被認為是在1 μm 有著特別強吸收帶的小行星，類似於古銅無球隕石 ，可能是從灶神星地殼深處衍生的。主要的V-型小行星絕大多數都是灶神星家族的成員，並且跟隨著灶神星。它們有些是穿越火星軌道的小行星，像是9969 Braille，還有一些是近地小行星，像是3908 Nyx。V-型小行星也有一些離散型的集團，散佈在灶神星族的鄰近地區，但不是灶神星族的成員。它們包括:
809 Lundia：軌道在花神星族的區域內。956 Elisa、1459 Magnya：軌道在主帶之外，距離一般認為有關聯的灶神星太遠，可能是在很早之前就被擊碎的，不同的古老天體的殘餘物。2113 Ehrdni、2442 Corbett、2566 Kirghizia、2579 Spartacus：包含大量的橄欖石部分，與其他V-型小行星比較，可能比來自灶神星的更深處。2640 Hallstrom、2653 Principia、2704 Julian Loewe、2763 Jeans、2795 Lepage、2851 Harbin、2912 Lapalma、3849 Incidentia、3850 Peltier：軌道在花神星族的區域內。3869 諾頓（Norton）、4188 Kitezh、4278 Harvey：巴普提斯蒂娜族的成員。.4434 Nikulin、4796 Lewis、4977 Rauthgundis、5379 Abehiroshi。淡紅色短距為0.7μm；極深的吸收長至0.75μm。
附註:
1.(SMASSII分類為k) K-型小行星是相對來說比較少見的小行星，在0.75 μm的紅色光譜有中等程度的shortwards，和輕微偏藍的longwards。它們的反照率很低，光譜類似 CV和CO隕石。在托連分類法，這些小行星被描述為"沒有特徵"的S-型小行星。K-型是J. F. Bell和他的同事在1988年提出的，這些小行星在1 μm有淺層的吸收特徵，在2 μm欠缺吸收。這些是在研究曙神星族小行星發現的。適度陡峭的紅色斜率，短距為0.75μm；最大平滑角度，平坦至藍色，長向為0.75μm，曲率很小或沒有曲率。
2.(SMASSII分類為L、Ld) L-型小行星是相對來說比較少見的小行星，在0.75 μm的紅色光譜有強烈的shortwards，和光譜平坦、毫無特徵的longwards。相較於K-型， 它們在可見光呈現更紅的光譜，但在紅外光譜是平坦的。
在托連分類法，這些小行星被描述為"沒有特徵"的S-型小行星。L-型小行星的類型是在SMASS分類法中介紹的，而且在早先的研究已經指出 387 Aquitania和980 Anacostia這兩顆小行星有著不尋常的光譜。有一群小行星在SMASS分類法中建議的0.75 μm 有類似L-型的longwards 平坦光譜，但是在可見光的紅色光譜更為平滑，像是D-型。一個可能的例子是728 Leonisis，但是他也被分類為A-型。非常陡峭的紅色斜率，短距為0.75μm；平坦的長向為0.75μm；峰值水平的差異。
3.(SMASSII分類為O) O-型小行星非常罕見，光譜類似於不尋常的小行星3628 Boznemcová，是與一般球粒隕石L6和LL6最為吻合的小行星。它們的光譜在0.75 μm有很深吸收功能的longward。奇特的趨勢，到目前為止已知的小行星非常少。
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小行星光譜類型是根據小行星的電子(加熱)躍遷發射光譜、可見光顏色與不可見光全漫反射光譜，有時還參考反照率(反射輻射與入射總輻射的比值)分辨其類型。十多年來使用最廣泛的分類法是大衛·托倫，於1984年首次提出。這種分類是根據20世紀80年代八色小行星調查（ECAS，Eight-Color Asteroid Survey）期間獲得的寬頻光譜（0.31μm至1.06μm）結合反照率量測結果發展而來的。最初的分類是基於978顆小行星。托倫分類包括14種類型:
1.A型小行星(SMASSII分類為A)是在小行星主帶內側相對較為罕見，有著強烈的1µm橄欖石特徵，和截止在0.7微米非常偏紅的光譜。它們被認為是來自小行星已經完全分化的地函。A型小行星非常罕見，迄2005年只發現了17顆。短距為0.75μm非常陡峭的紅色斜率；長至0.75μm中等深度吸收特徵。
2. B型小行星(SMASSII分類為B)是一種相對較罕見的碳質小行星，屬於更廣泛的C群。在小行星的族群中，B-型小行星，包括第二大的小行星 － 智神星，在主帶的外側和高傾角的智神星族小行星都是含量豐富的主導者。它們被認為是在早期的太陽系含量豐富的原始、揮發性的殘餘。一般的性質與C型相同，但是在低於0.5μm 以下的紫外線吸收較小或缺乏，並且在光譜上輕微的藍化比紅化明顯。反照率也往往大於顏色較深的C型。在光譜學上， B型天體顯使表面主要的成分包括無水硅酸鹽、含水的黏土礦物、有機聚合物、磁鐵礦和硫化物。與B-型小行星最接近和匹配的是在實驗室中被略微加熱的碳質球粒隕石。線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
3. F-型小行星(SMASSII分類為B)是一種相對來說比較罕見含有碳質的小行星類型，屬於C-群。大致上與B-型小行星相似，但是在大約3 μm缺乏指示水化礦物的"水"吸收特徵，並且在低於0.4 μm的低波長紫外線部分是不同的。F-型小行星和B-型小行星在SMASS分類的標準下是沒有區別的，所以在該分類計畫中是與B-型整合在一起。線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
4. C-型小行星(SMASSII分類為C、Cb、Ch、Cg、Chg)是含碳的小行星，它們是碳質球粒隕石的母體，約佔已知小行星的75%，並且在2.7天文單位之外的小行星帶所佔的比例更高，並且以這種小行星為主。C-型小行星在實際上的比例可能還要更高，因為除了D-型之外，C-型小行星更深入主帶外緣，並且比其他類型的小行星更為暗淡。這一類型小行星的光譜與:)碳質球粒隕石（CI和CM型）非常相似，除了不含氫、氦和揮發物之外，它們的化學組成和太陽與原始的太陽星雲幾乎一樣，也有含水的礦物。C-型小行星有異常低的反照率，典型的範圍在0.03-0.10之間。通常，為數不少的S-型小行星在衝的時候用雙筒望遠鏡就可以看見，但就算最大的C-型小行星仍然需要小的望遠鏡才能看見。324 班堡可能是最明亮的C-型小行星，但是它有極大的離心率，這意味著它只達到最大星等的時間非常短暫。它們的光譜包含在低於0.4-0.5微米的紫外線波長上有中等強度的吸收，而在較長的波長上沒有明顯的特徵但是有輕微的紅化。在3微米的波長附近有被稱為水吸收的特徵，這表示在礦物內有水的存在。10 健神星是最明確的一顆C-型小行星，但是SMASS 分類法卻以最大的穀神星取代它的位置，原因無它，只因為在該分類中沒有G-型。線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
5. G-型小行星(SMASSII分類為C、Cb、Ch、Cg、Chg)是一種相對來說比較少見的碳質小行星，在這一型中最值得注意的是穀神星。與C-型小行星相似，但是在0.5 μm以下的紫外線有強烈的吸收特徵。在0.7 μm 附近可能也有吸收的特性，而這可能是類似黏土和含水層狀酸鹽礦物的指標。在SMASS分類，依照在0.7 μm有無吸收普線的特徵，G-型細分為Cgh 和Cg。G-型、C-型和一些罕見的類型有時會一起組成範圍更廣泛的C-群碳質小行星。線性，通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
6. D-型小行星(SMASSII分類為D)有非常低的反照率和無特徵的淺紅色電磁頻譜 。它被認為成分中富含有機矽酸鹽、碳、和無水矽酸鹽，在其內部可能還有水冰 [來源請求]。發現的D-型小行星主要分布在小行星帶的外側和更外面的區域；例如阿達拉 (Atala )、阿基里斯 (Achilles)、霍克得 (Hektor)和希達高 (Hidalgo)。尼斯模型認為D-型小行星是被捕獲的柯伊柏帶天體。在1992年，Larry A. Lebofsky和同事發表一篇文章，他們發現主帶的D-型小行星 Irmintraud 的光譜在3微米的特徵。此一特徵被認為是表面有水存在的暗示，並表明D-型小行星更有可能是經過改變的狀態，而不是不變的，原始的或原始的狀態。相對無特徵的光譜，具有非常陡峭的紅色斜率。
7. E-型小行星(SMASSII分類為X、 Xc、Xe、Xk)是表面被認為有頑火輝石和無粒隕石的小行星，它們在主帶中被稱為匈牙利族小行星中佔了很大部分的比率，但是在進入主帶的其他區卻很快的變得極為罕見。但是它們有些在遠離主帶內側的邊緣，像是神女星（安吉利娜）。它們被認為都是來自差異性極低的小行星地函。它們有高反照率（0.3或更大），與較普通的M-型小行星有明顯的區別。它們的光譜沒有特徵只是平坦的紅化。或許是因為它們是來自母體的邊緣，而不是來自核心，E-型小行星都很小，只有3顆的直徑超過50公里，而且其他的都在25公里以下。頑火無球隕石（頑火輝石無粒隕石隕石體）相信是來自E-型小行星。這一類型的小行星在SMASS分類中可能會歸併在X-型小行星。通常無特徵的光譜，具有微紅斜率;微妙的吸收特徵和/或光譜曲率和/或峰值相對反射率的差異。
8. M-型小行星(SMASSII分類為X、 Xc、Xe、Xk)是部分已知成分的小行星，它們是未知鐵隕石隕石的主體的，亮度偏低（因為反照率只有0.1至0.2） 。通常含有更高濃度的金屬，有一些（但不是全部）是由鐵-鎳構成的，或許也混有少量的石頭，其中有一部分被認為是分化過的小行星被撞擊後核心的碎片，且被認為是鐵隕石的來源。M-型小行星是常見的第三大小行星類型。此外，也有些M-型小行星的組成是不清楚的。例如，22 司賦星（Kalliope）的密度就很確定是遠低於由金屬或碎石堆構成的固體：由鐵-鎳構成的碎石堆需要有70%的空隙，這顯然與組合成形的條件有所矛盾。22 司賦星與21 魯特西亞（Lutetia）似乎顯示存在著含水的礦物和硅酸鹽，異常低的雷達反照率也與金屬的表面不一致，並且有更多與C-型小行星共通的特徵，另外還有許多的M-型小行星並不符合由金屬組成的情況。儘管在長波的0.75µm和短波的0.55µm有時存在一些細微的吸收線，M-型的光譜是平坦和偏紅的，並且缺乏明顯的特徵。16 靈神星（Psyche）是最大的M-型小行星，並顯示其大多是由金屬構成的。21 魯特西亞則是異常的一顆，可能不是由金屬構成的，亦是由羅塞塔號在2010年7月10日拍攝影像的第一顆M-型小行星。其他的M-型小行星，216 豔后星 ( Kleopatra)，由位於波多黎各的阿雷西博天文台拍攝的雷達影象有著狗骨頭的形狀。M-型是早期的小行星分類中的三個基本型之一（另外兩型是S型和C型），且被認為通常是由金屬組成的。通常無特徵的光譜，具有微紅斜率;微妙的吸收特徵和/或光譜曲率和/或峰值相對反射率的差異。
9. P-型小行星(SMASSII分類為X、 Xc、Xe、Xk)有著低反照率和極少紅化特徵的電磁頻譜，其組成份中有著豐富的矽酸鹽、碳和無水的矽酸鹽，在它們的內部可能有水結成的冰。P-型小行星都在主帶的外層和之外。早期的小行星分類系統是大衛·托連在1975年的博士論文中提出來的，他依據的是對110顆小行星群的觀測，U-型小行星是在光譜上有不尋常的特徵，因不符合C-型小行星和S-型小行星，而無法分類的類型。在1976年，有一些反照率中等的U-型小行星被分類為M-型。大約在1981年，一顆M-型分支中的小行星雖然在光譜上的特徵與M-型無法有所區分，但其低反照率卻不在M-型的標準之內。它們起初被標示為X-型小行星，然後是DM型（暗的M-型）或PM（假的M-型），之後才正式分類為P-型小行星（乃取其為虛假的M-型）。P-型小行星是太陽系內最黑暗的一些天體，反照率在0.2-0.7。它們的顏色比S-型更紅，但是沒有在光譜上呈現出來。它們的紅可能與含有有機的油母質有關。P-型小行星的反射光譜反應出他門的組成份為31%的CI和49%的CM群碳質球粒隕石（碳粒隕石），加上20%塔吉什湖隕石，然後經歷過熱變質和太空風化。小行星主代的外圍部分在距離太陽2.6天文單位處主要是低粉照率的C、D、和P-型小行星，它們可能是已經被液態水改變了化學成分的原始小行星[5]。P-型小行星分布的尖峰在軌道距離4AU之處。P-型小行星包括46 司祭星、 65 原神星、76 舒女星、87 林神星」、153 Hilda和4476 Hedwig。通常無特徵的光譜，具有微紅斜率;微妙的吸收特徵和/或光譜曲率和/或峰值相對反射率的差異。
10. Q-型小行星(SMASSII分類為Q)相對來說在主帶內側是較少見的一種，在1微米的波段上有著寬廣與強烈的橄欖石和輝石的特徵，並且光譜的斜率顯示有金屬的存在。它的吸收特徵在0.7µm截止，並且光譜一般是介於V-型和S-型之間。
Q-型小行星的光譜比其他類型的小行星與隕石中的普通球粒隕石更為相似（類型為H、L和LL）。這導致科學家們猜測它們的含量豐富，但只有少數小行星有這種類型的特徵。Q-型小行星的例子有1862 阿波羅和2063 Bacchus，以及尚未富與編號的1991 BN和1997 US9。短向的紅色斜率為0.7μm；長為0.75μm深，圓形的吸收特徵。
11. R-型小行星(SMASSII分類為R)是亮度中等，相對來說在小行星主帶內側是不常見的，它的光譜介於V-型小行星和A-型小行星之間。它的光譜在1和2微米間顯示不同的橄欖石和輝石的性質，可能還有斜長石，和截止在0.7微米非常偏紅的光譜。紅外線天文衛星任務將灶神星、148 高盧星、246 Asporina、349 Dembowska、571 Dulcinea和937 Bethgea歸類為R-型；但是，重新分類時將灶神星當成V-型的原型，是值得商榷的。中等偏紅斜率，向下0.7μm；深度吸收長為0.75μm。
12. S-型小行星(SMASSII分類為S、Sa、Sk、Sl、Sq、Sr)是由以矽質為主組成的，為未知石隕石的母體，是在C-型小行星之後第二大的族群，大約有17%的小行星屬於這個族群。S-型是亮度中等（反照率0.10至0.22），主要成分包括鐵、鎂和矽。它們主要分布在主帶的內側，距離約2.2天文單位，在中心區距離約3天文單位處也很常見，但在外側就很罕見了。最大的一顆是司法星（最長處的寬度大約300公里），接下來依序是婚神星、海後星、大力神星和虹神星。這些最大的S-型小行星在衝的時候，可以使用10X50的雙筒望遠鏡看見，最亮的虹神星亮度通常都比+7.0亮，除了反射異常的灶神星外，這比任何的小行星都亮。它們的光譜在短於0.7微米處有中度的陡降，並且在1微米和2微米有中度的吸收。1微米的吸收顯示與矽酸鹽（石質礦物）有關，在以0.63微米為中心處也有較淺但寬闊的吸收。這些小行星的成分與多種石隕石類似，並且共享相似的光譜特徵。適度陡峭的紅色斜率，向下0.7μm；中度至陡峭的吸收，長為0.75μm；反射率峰值為0.73μm。巴斯子群組介於S和A、K、L、Q、R 類之間。
13. T-型小行星(SMASSII分類為T)是在主帶內側極為罕見的一種類型，其亮度較暗且成分不明，沒有特徵的光譜有中度的紅化，還有中度的吸收特性在0.85微米處突然截止。到目前為止，尚未發現與此型有直接關聯的隕石。他門被認為是無水的，並且相信與P-型或D-型有關聯，但也可能是C-型的高度變化型。見神星是此類型的一個例子。中度淡紅色，短距0.75μm；之後平坦。
14. V-型小行星或灶神星型(SMASSII分類為V)是與灶神星有關為HED族隕石的母體，此型中體積最大的小行星，有著相似光譜的小行星。大部分成員的軌道元素類似於灶神星，不是足以成為灶神星族的成員，就是有著相似的離心率和軌道傾角，但是半長軸在2.18天文單位和3：1柯克伍德空隙的2.50天文單位。這表示大部分或全部的成員都來自灶神星外殼被撞擊的碎片，也可能是歷史上某個時刻一次很大的單一撞擊事件造成的。在灶神星南半球的巨大撞擊坑是此一撞擊事件的主要候選場所。V-型小行星與也是由岩石、鐵和普通球粒隕石組成，與類似但更普通的S-型比較是中等的亮度。這種較為罕見的小行星類型，包含的輝石比S-型更多。電磁頻譜在0.75 μm有很強的吸收特性longward，另一個特徵出現在大約1 μm，和很紅的0.7μm shortwards。可見光波長光譜為V-型的小行星 (包括灶神星本身) 的光譜都類似於玄武岩無球粒隕石HED隕石。J-型曾經被認為是在1 μm 有著特別強吸收帶的小行星，類似於古銅無球隕石 ，可能是從灶神星地殼深處衍生的。主要的V-型小行星絕大多數都是灶神星家族的成員，並且跟隨著灶神星。它們有些是穿越火星軌道的小行星，像是9969 Braille，還有一些是近地小行星，像是3908 Nyx。V-型小行星也有一些離散型的集團，散佈在灶神星族的鄰近地區，但不是灶神星族的成員。它們包括:
809 Lundia：軌道在花神星族的區域內。956 Elisa、1459 Magnya：軌道在主帶之外，距離一般認為有關聯的灶神星太遠，可能是在很早之前就被擊碎的，不同的古老天體的殘餘物。2113 Ehrdni、2442 Corbett、2566 Kirghizia、2579 Spartacus：包含大量的橄欖石部分，與其他V-型小行星比較，可能比來自灶神星的更深處。2640 Hallstrom、2653 Principia、2704 Julian Loewe、2763 Jeans、2795 Lepage、2851 Harbin、2912 Lapalma、3849 Incidentia、3850 Peltier：軌道在花神星族的區域內。3869 諾頓（Norton）、4188 Kitezh、4278 Harvey：巴普提斯蒂娜族的成員。.4434 Nikulin、4796 Lewis、4977 Rauthgundis、5379 Abehiroshi。淡紅色短距為0.7μm；極深的吸收長至0.75μm。
附註:
1.(SMASSII分類為k) K-型小行星是相對來說比較少見的小行星，在0.75 μm的紅色光譜有中等程度的shortwards，和輕微偏藍的longwards。它們的反照率很低，光譜類似 CV和CO隕石。在托連分類法，這些小行星被描述為"沒有特徵"的S-型小行星。K-型是J. F. Bell和他的同事在1988年提出的，這些小行星在1 μm有淺層的吸收特徵，在2 μm欠缺吸收。這些是在研究曙神星族小行星發現的。適度陡峭的紅色斜率，短距為0.75μm；最大平滑角度，平坦至藍色，長向為0.75μm，曲率很小或沒有曲率。
2.(SMASSII分類為L、Ld) L-型小行星是相對來說比較少見的小行星，在0.75 μm的紅色光譜有強烈的shortwards，和光譜平坦、毫無特徵的longwards。相較於K-型， 它們在可見光呈現更紅的光譜，但在紅外光譜是平坦的。
在托連分類法，這些小行星被描述為"沒有特徵"的S-型小行星。L-型小行星的類型是在SMASS分類法中介紹的，而且在早先的研究已經指出 387 Aquitania和980 Anacostia這兩顆小行星有著不尋常的光譜。有一群小行星在SMASS分類法中建議的0.75 μm 有類似L-型的longwards 平坦光譜，但是在可見光的紅色光譜更為平滑，像是D-型。一個可能的例子是728 Leonisis，但是他也被分類為A-型。非常陡峭的紅色斜率，短距為0.75μm；平坦的長向為0.75μm；峰值水平的差異。
3.(SMASSII分類為O) O-型小行星非常罕見，光譜類似於不尋常的小行星3628 Boznemcová，是與一般球粒隕石L6和LL6最為吻合的小行星。它們的光譜在0.75 μm有很深吸收功能的longward。奇特的趨勢，到目前為止已知的小行星非常少。
目前在各型望远镜或机构内使用的滤镜有下列几种:.
| 名稱 | 濾鏡組 | 連結 | ||||||
| 約翰遜系統（UBV） | U = 364 nm | B = 442 nm | V = 540 nm | UBV測光系統 | ||||
| 史隆 | u' = 354nm | g' = 475nm | r' = 622nm | i' = 763nm | z' = 905nm | y' = 1005nm | 史隆數位巡天 | |
| CFHTLS (Megacam) | u* = 374nm | g' = 487nm | r' = 625nm | i' = 770nm | z' = 890nm | 加法夏望遠鏡 | ||
| HDF | 450nm | 606nm | 814nm | 哈伯太空望遠鏡的哈伯深空 | ||||
| GOODS (Hubble ACS) | B = 435nm | V = 606nm | i = 775nm | z = 850nm | 哈伯太空望遠鏡的先進巡天照相機 | |||
| UKIDSS (WFCAM) | Z = 882nm | Y = 1031nm | J = 1248nm | H = 1631nm | K = 2201nm | 英國紅外線望遠鏡深空巡天 | ||
| 2MASS | J = 1.25μm | H = 1.65μm | K' = 2.15μm | 2微米全天巡天 | ||||
| Spitzer IRAC | 3.6μm | 4.5μm | 5.8μm | 8.0μm | 史匹哲太空望遠鏡的紅外陣列相機 | |||
| Spitzer MIPS | 24μm | 70μm | 160μm | 在史匹哲太空望遠鏡上的多頻影像光度計 | ||||
| VISTA IRC | J = 1.25μm | H = 1.65μm | K = 2.20μm | |||||
| Pan-STARRS | 使用與史隆相同的濾鏡：g,r,i,z,y | 全景巡天望遠鏡和快速回應系統 | ||||||
| Stromvil | U = 345 | P = 374 | S = 405 | Y = 466 | Z = 516 | V = 544 | S = 656 | Stromvil photometry |
| ISAAC UTI/VLT | Js = 1.2µm | H = 1.6µm | Ks = 2.2µm | L = 3.78µm | Brα = 4.07µm | 甚大望遠鏡的陣列相機和紅外光譜儀 | ||
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