小惑星帯での2つのTNO様体の発見
2021年6月28日に提出
2つの非常に赤いメインベルト小惑星：203ポンペヤと269ジャスティタは、IRTFとSAOの天文台で収集された可視および近赤外分光観測の組み合わせから特定されました。これらの2つの小惑星は、小惑星帯で最も赤い天体であり、太陽系外縁天体とケンタウロスの中で太陽系外縁天体に見られるRRおよびIRクラスの天体と同様に、他のどのDタイプの天体よりもスペクトル勾配が赤くなっています。分光学的結果は、これらの小惑星の表層に複雑な有機物質が存在することを示唆しており、それらが海王星の近くで形成され、惑星移動の段階で主帯領域に移植された可能性があることを示唆しています。203ポンペヤは、直径が110 kmを超える約250の小惑星の中で、これまでに知られている唯一の非常に赤い小惑星です（つまり、小惑星帯で見つかった（おそらく構造的に無傷）。これらの発見は、主な小惑星帯が太陽系の郊外で形成された物体の集団をホストしているという別の証拠を追加します。
図1.非常に赤いスペクトラルスロープMBA203ポンペイと269ユスティティアおよびその他の暗い（低アルベド）オブジェクトのスペクトル
可視および近赤外領域で。 非常に赤い小惑星との比較：左上のパネル：典型的なスペクトル型
Bus-DeMeo分類スキーム（DeMeo etal。2009）の暗い小惑星、右上：典型的なヒルダスと木星のトロヤ
（Emery et al.2011; Wong et al.2017）、左下：非常に赤いスペクトル勾配を持つ隕石（Hiroi et al.2001; Beck etal。
2018; Kr¨amerRuggiuetal。 2021）、右下：非常に赤い小惑星にスペクトル的に類似した暗い外側の太陽系オブジェクト
（Cruikshank 1987; Fern´andez-Valenzuela et al.2021; Hainaut et al.2012; Szab´o et al.2018）
図2.エアレスオブジェクトの（B − R）対（R − J）の色-色プロット。典型的な暗いスペクトル型小惑星のカラーデータ、
ヒルダス、およびデメオらの木星のトロヤ群。 （2009）、Emery etal。 （2011）、およびWong etal。 （2017）、それぞれ。測光
TNOおよびその他の氷体のデータは、Hainaut etal。から取得されています。 （2012）、Fern´andez-Valenzuela etal。 （2021）、Schwamb etal。
（2019）、Szab´o etal。 （2018）、Cruikshank（1987）、およびPerna etal。 （2010）。彗星、彗星の小惑星の測色データ
軌道、および恒星間天体は、付録Bの表B1から採用されています。アルベドのデータは、以下から引用されています。M¨ulleretal。
（2020）、Thomas etal。 （2000）、Tedesco etal。 （2002）、Masiero etal。 （2011）、および臼井ら。 （2011）。左：図を示す
アルベドによる分類。右：動的クラスの観点からの分類を示す図。大きくて開いたシンボル
直径が102.5より大きいオブジェクトです
km、BRタイプのスペクトル（図3も参照）、および明るいオブジェクトはほとんどありません
そのアルベドはそれぞれ0.1より大きいことが知られています。アルベドがわからない物体のサイズが推定されます
0.1のアルベドを仮定することによって。
図3.TNOスペクトル分類に従って分類されたケンタウロスのないTNOのサイズ分布のヒストグラム
Fulchignoniらの方法。 （2008）。 図2で使用されているデータに加えて、近赤外線を含まないTNOのデータ
波長領域（Belskaya etal。2015）には、Triton（Hicks＆Buratti 2004; Grundy etal。2010）、Charon（Protopapa etal。
2020）、および486958 Arrokoth（Grundy et al.2020）。 オブジェクトのサイズがわからない場合は、
0.1のアルベド。 未分類のTNOは、図2の色-色図によって分類されました。
TNOの数については、その数が102.1を下回ることに注意してください。
調査のサイズ制限が不完全なため、km。
したがって、灰色の網掛け部分の値は説明では使用されません。
4。議論
私たちの分光分析は、
複雑な有機物と他の未知の混合物と
スペクトル的に特徴のない材料（たとえば、
表面の小さな粒子および/または鉄に乏しいケイ酸塩）
非常に赤い小惑星の203ポンペヤと269ユスティティア。
太陽に比較的近いため、表面に水氷が存在することはありません。ジューイット（2015）
複雑な有機物が発症によってカバーされることを示唆した
彗星活動の、または内部への侵入時に放出された
内部に赤い物質がないことを説明する太陽系
ケンタウロスと彗星が到達する地動説の距離
アクティブになります（約10au）。の表層で赤のスペクトルスロープ材料を利用できるようにするため
非常に赤い小惑星は、彗星には存在せず、
アクティブなケンタウロス、上に断熱毛布がなければなりません
それらの表面は十分に厚いので、彗星の活動は
赤い材料の層を排出したり覆ったりしないでください。しかしながら、
彗星の典型的なサイズは約10と考えられています
km（例：Stern 2003）、これは約0.5から1オーダーです
203と269の直径よりも小さいマグニチュード。それは
一般に、マイナーボディのサイズが異なると、表面の進化が異なると考えられています。
内部の熱進化（例えば、McSween etal。
2002; Guilbert-Lepoutre etal。 2020）。その仮説をテストするために、構成の変化をさらに調査します。
TNOとケンタウロスのサイズ。
図3は、ネプチューンIを含むケンタウロスとTNOの各スペクトルタイプのサイズのヒストグラムを示しています。
トリトン、134340冥王星、冥王星Iカロン。含まれています
完全な可視光線と赤外線をカバーする両方の測定
波長領域、およびで行われた測定
可視波長のみ。直径が大きいTNO
約1000km以上は、BBタイプ（ニュートラルまたはブルースロープ）のオブジェクトによって支配されていますが、BBタイプの割合は
直径が約以下に減少すると、オブジェクトは減少します
1000キロ。 Guilbert-Lepoutre etal。 （2020）はそれを示した
直径が約500kmを超えるTNOは、
それらの内部構造とそれらの表面の両方を変更した地質学的活動によって強く変更されました。に
さらに、ブラウン等。 （2007）ハウメアが
家族は単一の壊滅的な影響によって形成され、
家族が氷のマントルの断片であること
136108ハウメアの。前述の2つの仮説から、赤い物質が形成されたと考えられます。
BBタイプのオブジェクトの表面の一部または全体
地質学的活動または破壊的な影響のために姿を消した。 RR（非常に赤い傾斜）とIR（中程度の赤）の両方
傾斜）TNOは約1500 kmより小さく、
〜800〜〜200 kmの範囲は、の約70％を占めます
RRおよびIRTNOの合計。以下のRRタイプとIRタイプの両方のTNOの数/割合の増加
約1500kmは、
地質学的活動としてのそれらの表層のリフレッシュ
サイズの関数として減少します（Guilbert-Lepoutre etal。
2020）。ボイジャー2号とニューホライズンズのミッションは、どちらも大きいトリトンと冥王星を明らかにしました
直径1500km以上、地質学的に若い展示
最近までアクティブであったように見えるサーフェス
それぞれ、低温火山活動と構造構造によるものです（Smithetal。1989; Moore et al.2016）。直径が小さい残りのBBオブジェクトが存在する可能性があります
大型BB型TNOからの噴出物は約800km以上
ハウメアなど。しかし、32のBBボディのうち
私たちは文献から検索しました、10人だけがのメンバーです
ハウメア族ではないことを意味するハウメア族
小さなBBTNOの唯一のソース。それを考慮して
ハウメア族はおそらく唯一の衝突族です
TNO領域（Levison etal。2008）では、次のことが可能です。
残りの小さなBBTNOは、後期に破壊された大きなTNOの残りのフラグメントです。
惑星の移動の。 Brunettoらによると。
（2006）、有機氷はせいぜい約1 Gyrで赤くなり、RRオブジェクトのような赤いスペクトル勾配をもたらします。
赤くならない水氷は、
そのようなBBオブジェクトの表面層。彗星もあるので
彗星軌道を持つ小惑星は、Xcomplex小惑星のスペクトルを持っています。つまり、BBタイプの天体に似ています（を参照）。
図2と表B1）、直径300km未満のBB型小惑星の起源は類似している可能性があります
直径の小さいD型/ BRのような小惑星のそれに
300 km以上（次の段落を参照）。
D型小惑星およびほとんどの彗星と小惑星と同様のスペクトル特性を持つBR型TNO
彗星の軌道（図2と表B1を参照）では、直径約300kmの下に表示されます。ほとんど以来
一般的に、彗星軌道を持つ彗星と小惑星
微惑星の生存者と見なされ、主にDタイプまたはX複合スペクトルを持っている、それは可能です
外側の太陽系にあるそのBRタイプのオブジェクトは
D型小惑星とスペクトル的に類似しており、
前世代の微惑星。最大
メインベルトと木星のトロヤ群のD型小惑星の直径は約200kmです（Vernazzaetal。inpress）、
これはBRタイプのTNOの存在と一致します
直径300km未満。また、ほとんどのBRタイプ
アルベドが0.1未満である（図2を参照）。これは、D型小惑星の平均アルベドと一致しています。これら
結果は、ほとんどのヒルダスと木星のトロイの木馬をサポートしています。
彗星のような軌道を持つ小惑星を含む彗星、およびBR TNOは、共通の組成を持ち、
ほとんどのヒルダスと木星のトロヤ群は、太陽系外縁天体の微惑星領域からの埋め込みオブジェクトです。
一方、203ポンペヤと269ユスティティア
IRタイプおよびRRタイプと同様のスペクトルを保持します。木星のトロイの木馬とヒルダス、そしてサイベレスは
外側のメインベルトに配置され、によって支配されています
BRタイプのスペクトルを持つD＆110 kmの小惑星（例：
DeMeo＆Carry 2014）、203ポンペヤは唯一の非常に
約250のMBAからこれまでに発見された赤いMBA
直径が110kmを超えるもの。 203ポンペイと269ユスティティアの離心率ははるかに小さい
典型的な短周期彗星やケンタウロスよりも、
これらの非常に赤い小惑星が来なかったことを示唆している
散乱相互作用を介して現在の位置に
初期の太陽系の移行段階の後、海王星と一緒に。したがって、もっともらしい説明が必要です
これらの2つのMBAがまだ非常に赤いのはなぜですか？
残りのヒルダスと木星のトロヤ群のうち、赤が少ないです。
なぜDタイプが非常に豊富であるのか
203や269などの赤い小惑星。
一般的に、暗いC-およびX-複合体は
およびT、およびTNOのように水氷の雪線を越えて付着したDタイプ（例：Vernazza＆Beck 2017）。ただし、極端な表面層を作成するために
赤（RR）スペクトル、複雑にする必要があります
有機物。複雑な有機物を生産するために
問題、以外の揮発性物質の存在
揮発性有機物（例：メタノールやメタン）でできた氷などの水氷が必要です（例：
Sagan＆Khare 1979）。したがって、IRおよびRRオブジェクト
一部の雪線を越えて形成された可能性があります
揮発性有機化合物、BRオブジェクトが形成された
内部（例：Vernazza＆Beck 2017）。そのシナリオでは、
非常に赤い小惑星の数が多いという事実
D型小惑星（BRtype TNOと同様）のそれよりも小さいということは、単にこれらの天体が来たことを意味します
遠くから。初期段階での小惑星帯への太陽系外体の着床
太陽系形成の形成は力学によってサポートされています
モデル（例：Raymond＆Nesvorn´y in press）、
最近のCO2含有流体の発見によるように
サッターズミルの炭素質コンドライトは、
この隕石がCO2雪線を越えて形成されたこと
（土山ほか2021）。コールドクラシックという事実
TNOは、ほとんどの動的に励起されたTNOよりも可視波長範囲でより赤い表面層を持っており、冷たい古典的なTNOがさらに遠くに形成されたことを示唆しています
動的に励起されたオブジェクトよりも太陽から
Schwamb etal。 2019）、この仮説と一致しています。
203ポンペヤと269ユスティティアが実際に太陽系外縁天体の微惑星地域から移住したと仮定します
外側の太陽系オブジェクトと同様のスペクトルおよび偏光特性によって示唆されるように、中央のメインベルトに入ると、それらは移動中に毛布に水氷の一部を保持していたに違いありません。
段階。 1セレスは内部に水氷があると考えられています
その外側の地殻（McCord＆Castillo-Rogez 2018）、および
非常に赤い小惑星のようなセレスの厚い毛布
毛布は、有機物、表面層で構成されています
移行中に剥がれるのを避けたに違いありません
太陽系外縁天体の微惑星地域から。ベース
Bottke etal。 （2005）、203ポンペヤ、
直径約110kmで、経験したことがありません
破壊的な影響がありますが、それが原因で269 Justitia
直径約54km、経験したと思われます
壊滅的な影響があるため、複雑な有機毛布を保持できる未知のメカニズムが存在する可能性があります
破壊的な影響の後。あるいは、多分それはただ
そのため、269Justitiaも破壊的な影響を回避しました。
2021年6月28日に提出
2つの非常に赤いメインベルト小惑星：203ポンペヤと269ジャスティタは、IRTFとSAOの天文台で収集された可視および近赤外分光観測の組み合わせから特定されました。これらの2つの小惑星は、小惑星帯で最も赤い天体であり、太陽系外縁天体とケンタウロスの中で太陽系外縁天体に見られるRRおよびIRクラスの天体と同様に、他のどのDタイプの天体よりもスペクトル勾配が赤くなっています。分光学的結果は、これらの小惑星の表層に複雑な有機物質が存在することを示唆しており、それらが海王星の近くで形成され、惑星移動の段階で主帯領域に移植された可能性があることを示唆しています。203ポンペヤは、直径が110 kmを超える約250の小惑星の中で、これまでに知られている唯一の非常に赤い小惑星です（つまり、小惑星帯で見つかった（おそらく構造的に無傷）。これらの発見は、主な小惑星帯が太陽系の郊外で形成された物体の集団をホストしているという別の証拠を追加します。
図1.非常に赤いスペクトラルスロープMBA203ポンペイと269ユスティティアおよびその他の暗い（低アルベド）オブジェクトのスペクトル
可視および近赤外領域で。 非常に赤い小惑星との比較：左上のパネル：典型的なスペクトル型
Bus-DeMeo分類スキーム（DeMeo etal。2009）の暗い小惑星、右上：典型的なヒルダスと木星のトロヤ
（Emery et al.2011; Wong et al.2017）、左下：非常に赤いスペクトル勾配を持つ隕石（Hiroi et al.2001; Beck etal。
2018; Kr¨amerRuggiuetal。 2021）、右下：非常に赤い小惑星にスペクトル的に類似した暗い外側の太陽系オブジェクト
（Cruikshank 1987; Fern´andez-Valenzuela et al.2021; Hainaut et al.2012; Szab´o et al.2018）
図2.エアレスオブジェクトの（B − R）対（R − J）の色-色プロット。典型的な暗いスペクトル型小惑星のカラーデータ、
ヒルダス、およびデメオらの木星のトロヤ群。 （2009）、Emery etal。 （2011）、およびWong etal。 （2017）、それぞれ。測光
TNOおよびその他の氷体のデータは、Hainaut etal。から取得されています。 （2012）、Fern´andez-Valenzuela etal。 （2021）、Schwamb etal。
（2019）、Szab´o etal。 （2018）、Cruikshank（1987）、およびPerna etal。 （2010）。彗星、彗星の小惑星の測色データ
軌道、および恒星間天体は、付録Bの表B1から採用されています。アルベドのデータは、以下から引用されています。M¨ulleretal。
（2020）、Thomas etal。 （2000）、Tedesco etal。 （2002）、Masiero etal。 （2011）、および臼井ら。 （2011）。左：図を示す
アルベドによる分類。右：動的クラスの観点からの分類を示す図。大きくて開いたシンボル
直径が102.5より大きいオブジェクトです
km、BRタイプのスペクトル（図3も参照）、および明るいオブジェクトはほとんどありません
そのアルベドはそれぞれ0.1より大きいことが知られています。アルベドがわからない物体のサイズが推定されます
0.1のアルベドを仮定することによって。
図3.TNOスペクトル分類に従って分類されたケンタウロスのないTNOのサイズ分布のヒストグラム
Fulchignoniらの方法。 （2008）。 図2で使用されているデータに加えて、近赤外線を含まないTNOのデータ
波長領域（Belskaya etal。2015）には、Triton（Hicks＆Buratti 2004; Grundy etal。2010）、Charon（Protopapa etal。
2020）、および486958 Arrokoth（Grundy et al.2020）。 オブジェクトのサイズがわからない場合は、
0.1のアルベド。 未分類のTNOは、図2の色-色図によって分類されました。
TNOの数については、その数が102.1を下回ることに注意してください。
調査のサイズ制限が不完全なため、km。
したがって、灰色の網掛け部分の値は説明では使用されません。
4。議論
私たちの分光分析は、
複雑な有機物と他の未知の混合物と
スペクトル的に特徴のない材料（たとえば、
表面の小さな粒子および/または鉄に乏しいケイ酸塩）
非常に赤い小惑星の203ポンペヤと269ユスティティア。
太陽に比較的近いため、表面に水氷が存在することはありません。ジューイット（2015）
複雑な有機物が発症によってカバーされることを示唆した
彗星活動の、または内部への侵入時に放出された
内部に赤い物質がないことを説明する太陽系
ケンタウロスと彗星が到達する地動説の距離
アクティブになります（約10au）。の表層で赤のスペクトルスロープ材料を利用できるようにするため
非常に赤い小惑星は、彗星には存在せず、
アクティブなケンタウロス、上に断熱毛布がなければなりません
それらの表面は十分に厚いので、彗星の活動は
赤い材料の層を排出したり覆ったりしないでください。しかしながら、
彗星の典型的なサイズは約10と考えられています
km（例：Stern 2003）、これは約0.5から1オーダーです
203と269の直径よりも小さいマグニチュード。それは
一般に、マイナーボディのサイズが異なると、表面の進化が異なると考えられています。
内部の熱進化（例えば、McSween etal。
2002; Guilbert-Lepoutre etal。 2020）。その仮説をテストするために、構成の変化をさらに調査します。
TNOとケンタウロスのサイズ。
図3は、ネプチューンIを含むケンタウロスとTNOの各スペクトルタイプのサイズのヒストグラムを示しています。
トリトン、134340冥王星、冥王星Iカロン。含まれています
完全な可視光線と赤外線をカバーする両方の測定
波長領域、およびで行われた測定
可視波長のみ。直径が大きいTNO
約1000km以上は、BBタイプ（ニュートラルまたはブルースロープ）のオブジェクトによって支配されていますが、BBタイプの割合は
直径が約以下に減少すると、オブジェクトは減少します
1000キロ。 Guilbert-Lepoutre etal。 （2020）はそれを示した
直径が約500kmを超えるTNOは、
それらの内部構造とそれらの表面の両方を変更した地質学的活動によって強く変更されました。に
さらに、ブラウン等。 （2007）ハウメアが
家族は単一の壊滅的な影響によって形成され、
家族が氷のマントルの断片であること
136108ハウメアの。前述の2つの仮説から、赤い物質が形成されたと考えられます。
BBタイプのオブジェクトの表面の一部または全体
地質学的活動または破壊的な影響のために姿を消した。 RR（非常に赤い傾斜）とIR（中程度の赤）の両方
傾斜）TNOは約1500 kmより小さく、
〜800〜〜200 kmの範囲は、の約70％を占めます
RRおよびIRTNOの合計。以下のRRタイプとIRタイプの両方のTNOの数/割合の増加
約1500kmは、
地質学的活動としてのそれらの表層のリフレッシュ
サイズの関数として減少します（Guilbert-Lepoutre etal。
2020）。ボイジャー2号とニューホライズンズのミッションは、どちらも大きいトリトンと冥王星を明らかにしました
直径1500km以上、地質学的に若い展示
最近までアクティブであったように見えるサーフェス
それぞれ、低温火山活動と構造構造によるものです（Smithetal。1989; Moore et al.2016）。直径が小さい残りのBBオブジェクトが存在する可能性があります
大型BB型TNOからの噴出物は約800km以上
ハウメアなど。しかし、32のBBボディのうち
私たちは文献から検索しました、10人だけがのメンバーです
ハウメア族ではないことを意味するハウメア族
小さなBBTNOの唯一のソース。それを考慮して
ハウメア族はおそらく唯一の衝突族です
TNO領域（Levison etal。2008）では、次のことが可能です。
残りの小さなBBTNOは、後期に破壊された大きなTNOの残りのフラグメントです。
惑星の移動の。 Brunettoらによると。
（2006）、有機氷はせいぜい約1 Gyrで赤くなり、RRオブジェクトのような赤いスペクトル勾配をもたらします。
赤くならない水氷は、
そのようなBBオブジェクトの表面層。彗星もあるので
彗星軌道を持つ小惑星は、Xcomplex小惑星のスペクトルを持っています。つまり、BBタイプの天体に似ています（を参照）。
図2と表B1）、直径300km未満のBB型小惑星の起源は類似している可能性があります
直径の小さいD型/ BRのような小惑星のそれに
300 km以上（次の段落を参照）。
D型小惑星およびほとんどの彗星と小惑星と同様のスペクトル特性を持つBR型TNO
彗星の軌道（図2と表B1を参照）では、直径約300kmの下に表示されます。ほとんど以来
一般的に、彗星軌道を持つ彗星と小惑星
微惑星の生存者と見なされ、主にDタイプまたはX複合スペクトルを持っている、それは可能です
外側の太陽系にあるそのBRタイプのオブジェクトは
D型小惑星とスペクトル的に類似しており、
前世代の微惑星。最大
メインベルトと木星のトロヤ群のD型小惑星の直径は約200kmです（Vernazzaetal。inpress）、
これはBRタイプのTNOの存在と一致します
直径300km未満。また、ほとんどのBRタイプ
アルベドが0.1未満である（図2を参照）。これは、D型小惑星の平均アルベドと一致しています。これら
結果は、ほとんどのヒルダスと木星のトロイの木馬をサポートしています。
彗星のような軌道を持つ小惑星を含む彗星、およびBR TNOは、共通の組成を持ち、
ほとんどのヒルダスと木星のトロヤ群は、太陽系外縁天体の微惑星領域からの埋め込みオブジェクトです。
一方、203ポンペヤと269ユスティティア
IRタイプおよびRRタイプと同様のスペクトルを保持します。木星のトロイの木馬とヒルダス、そしてサイベレスは
外側のメインベルトに配置され、によって支配されています
BRタイプのスペクトルを持つD＆110 kmの小惑星（例：
DeMeo＆Carry 2014）、203ポンペヤは唯一の非常に
約250のMBAからこれまでに発見された赤いMBA
直径が110kmを超えるもの。 203ポンペイと269ユスティティアの離心率ははるかに小さい
典型的な短周期彗星やケンタウロスよりも、
これらの非常に赤い小惑星が来なかったことを示唆している
散乱相互作用を介して現在の位置に
初期の太陽系の移行段階の後、海王星と一緒に。したがって、もっともらしい説明が必要です
これらの2つのMBAがまだ非常に赤いのはなぜですか？
残りのヒルダスと木星のトロヤ群のうち、赤が少ないです。
なぜDタイプが非常に豊富であるのか
203や269などの赤い小惑星。
一般的に、暗いC-およびX-複合体は
およびT、およびTNOのように水氷の雪線を越えて付着したDタイプ（例：Vernazza＆Beck 2017）。ただし、極端な表面層を作成するために
赤（RR）スペクトル、複雑にする必要があります
有機物。複雑な有機物を生産するために
問題、以外の揮発性物質の存在
揮発性有機物（例：メタノールやメタン）でできた氷などの水氷が必要です（例：
Sagan＆Khare 1979）。したがって、IRおよびRRオブジェクト
一部の雪線を越えて形成された可能性があります
揮発性有機化合物、BRオブジェクトが形成された
内部（例：Vernazza＆Beck 2017）。そのシナリオでは、
非常に赤い小惑星の数が多いという事実
D型小惑星（BRtype TNOと同様）のそれよりも小さいということは、単にこれらの天体が来たことを意味します
遠くから。初期段階での小惑星帯への太陽系外体の着床
太陽系形成の形成は力学によってサポートされています
モデル（例：Raymond＆Nesvorn´y in press）、
最近のCO2含有流体の発見によるように
サッターズミルの炭素質コンドライトは、
この隕石がCO2雪線を越えて形成されたこと
（土山ほか2021）。コールドクラシックという事実
TNOは、ほとんどの動的に励起されたTNOよりも可視波長範囲でより赤い表面層を持っており、冷たい古典的なTNOがさらに遠くに形成されたことを示唆しています
動的に励起されたオブジェクトよりも太陽から
Schwamb etal。 2019）、この仮説と一致しています。
203ポンペヤと269ユスティティアが実際に太陽系外縁天体の微惑星地域から移住したと仮定します
外側の太陽系オブジェクトと同様のスペクトルおよび偏光特性によって示唆されるように、中央のメインベルトに入ると、それらは移動中に毛布に水氷の一部を保持していたに違いありません。
段階。 1セレスは内部に水氷があると考えられています
その外側の地殻（McCord＆Castillo-Rogez 2018）、および
非常に赤い小惑星のようなセレスの厚い毛布
毛布は、有機物、表面層で構成されています
移行中に剥がれるのを避けたに違いありません
太陽系外縁天体の微惑星地域から。ベース
Bottke etal。 （2005）、203ポンペヤ、
直径約110kmで、経験したことがありません
破壊的な影響がありますが、それが原因で269 Justitia
直径約54km、経験したと思われます
壊滅的な影響があるため、複雑な有機毛布を保持できる未知のメカニズムが存在する可能性があります
破壊的な影響の後。あるいは、多分それはただ
そのため、269Justitiaも破壊的な影響を回避しました。
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