ดาวเคราะห์ น้อยประเภท M (ประเภทโลหะ หรือเรียกอีกอย่างว่าคลาส M) เป็นดาวเคราะห์น้อยประเภทสเปกตรัมที่ดูเหมือนจะมีความเข้มข้นของเฟสโลหะ (เช่น เหล็ก-นิกเกิล) สูงกว่าดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่น^{[ 1 ]}และเชื่อกันอย่างกว้างขวางว่าเป็นแหล่งกำเนิดของอุกกาบาตเหล็ก^{[ 2 ]}

ดาวเคราะห์น้อยถูกจัดประเภทเป็นประเภท M โดยพิจารณาจากสเปกตรัม การดูดกลืนแสงที่ไม่มีลักษณะเด่นโดยทั่วไปและแบนราบไปจนถึงลาดเอียงไปทางสีแดง ในช่วงแสงที่มองเห็นได้ถึงใกล้อินฟราเรด และค่าอัลเบโด เชิงแสงปานกลาง พร้อมกับ ดาวเคราะห์น้อย ประเภท Eและประเภท P ที่มีสเปกตรัมคล้ายกัน (ทั้งสองประเภท E และ P เคยเป็นประเภท M ในระบบเก่า) พวกมันถูกรวมอยู่ใน กลุ่มดาวเคราะห์น้อย ประเภท X ที่ใหญ่กว่า และสามารถแยกแยะได้เฉพาะจากค่าอัลเบโดเชิงแสงเท่านั้น: ^{[ 3 ]}

พี-ไทป์	อัลเบโด < 0.1
ประเภทเอ็ม	ค่าอัลเบโดใน 0.1 ... 0.3
อี-ไทป์	อัลเบโด > 0.3

แม้ว่าจะสันนิษฐานกันอย่างกว้างขวางว่าดาวเคราะห์น้อยประเภท M อุดมไปด้วยโลหะ (ซึ่งเป็นเหตุผลที่ใช้ตัวอักษร "M" ในการจำแนกประเภท) แต่หลักฐานสำหรับปริมาณโลหะสูงในดาวเคราะห์น้อยประเภท M นั้นเป็นเพียงหลักฐานทางอ้อม แม้ว่าจะมีความเป็นไปได้สูงก็ตาม สเปกตรัมของพวกมันคล้ายกับสเปกตรัมของ^{อุกกาบาต}เหล็กและคอนไดรต์เอนสตาไทต์ [ ^{4 ]}และการสังเกตการณ์ด้วยเรดาร์แสดงให้เห็นว่าค่าอัลเบโดของเรดาร์ ของพวกมัน สูงกว่าดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่นมาก^{[ 5 ]}ซึ่งสอดคล้องกับการมีองค์ประกอบที่มีความหนาแน่นสูงกว่า เช่น เหล็ก-นิกเกล^{[ 1 ]}ดาวเคราะห์น้อยประเภท M เกือบทั้งหมดมีค่าอัลเบโดของเรดาร์สูงกว่า ประเภท SและC ที่พบได้ทั่วไปอย่างน้อยสองเท่า และประมาณหนึ่งในสามมีค่าอัลเบโดของเรดาร์สูงกว่าประมาณ 3 เท่า^{[ 1 ]}

สเปกตรัมความละเอียดสูงของชนิด M บางครั้งแสดงคุณลักษณะที่ละเอียดอ่อนที่ความยาวคลื่นมากกว่า 0.75  μmและสั้นกว่า 0.55 μm ^{[ 6 ]}การมีอยู่ของซิลิเกตนั้นเห็นได้ชัดในหลายกรณี^{[ 7 ] [ 8 ]}และส่วนสำคัญแสดงหลักฐานของคุณลักษณะการดูดกลืนที่ 3 μm ซึ่งเกิดจากซิลิเกตไฮเดรต^{[ 9 ]}การมีอยู่ของซิลิเกต โดยเฉพาะซิลิเกตไฮเดรต ขัดแย้งกับการตีความแบบดั้งเดิมของชนิด M ว่าเป็นแกนเหล็กที่เหลืออยู่

สิ่งที่อาจเป็นตัวอย่างเปรียบเทียบระหว่างอุกกาบาตกับดาวเคราะห์น้อยประเภท M

อุกกาบาต เหล็ก-นิกเกิลที่ มี ลวดลายแบบ Widmanstättenอันเป็นเอกลักษณ์

เมโซไซเดอไรต์ที่มีลักษณะเป็นส่วนผสมของโลหะและซิลิเกต

อุกกาบาตชนิดเอนสตาไทต์คอนไดรต์ประกอบด้วยโลหะและซิลิเกตหลายชนิด (เอนสตาไทต์)

อุกกาบาตชนิดคาร์บอนเนเชียสคอนไดรต์ที่มีโลหะเป็นองค์ประกอบหลักหรือ เบนคูบินิต

หินพัลลาไซต์ที่มีส่วนประกอบของเหล็ก นิกเกิล และโอลิวีน

ความหนาแน่นรวมของดาวเคราะห์น้อยให้เบาะแสเกี่ยวกับองค์ประกอบและสิ่งที่คล้ายคลึงกันในอุกกาบาต^{[ 10 ]}สำหรับประเภท M สิ่งที่คล้ายคลึงกันที่เสนอมีความหนาแน่นรวมตั้งแต่ ~3 g/cm³ ^{สำหรับ}คอนไดรต์คาร์บอนบางประเภทไปจนถึงเกือบ 8 g/cm³ ^{สำหรับ}เหล็ก-นิกเกิลที่มีอยู่ในอุกกาบาตเหล็ก^{[ 2 ] [ 4 ] [ 9 ]}เมื่อทราบความหนาแน่นรวมของดาวเคราะห์น้อยและความหนาแน่นของวัสดุที่ประกอบขึ้นเป็นดาวเคราะห์น้อย (หรือที่เรียกว่าความหนาแน่นของอนุภาคหรือเม็ด) เราสามารถคำนวณความพรุนและอนุมานโครงสร้างภายในได้ เช่น วัตถุนั้นเป็นเนื้อเดียวกัน เป็นกองเศษหินหรืออยู่ระหว่างนั้น^{[ 10 ]}

การคำนวณความหนาแน่นรวมของดาวเคราะห์น้อยต้องอาศัยการประมาณค่ามวลและปริมาตรที่แม่นยำ ซึ่งทั้งสองอย่างนี้หาได้ยากเนื่องจากมีขนาดเล็กเมื่อเทียบกับวัตถุอื่นๆในระบบสุริยะในกรณีของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ เราสามารถประมาณมวลได้โดยการสังเกตว่าสนามแรงโน้มถ่วงของพวกมันส่งผลต่อวัตถุอื่นๆ อย่างไร รวมถึงดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ และยานอวกาศที่โคจรหรือบินผ่าน^{[ 11 ]}หากดาวเคราะห์น้อยมีดวงจันทร์ หนึ่งดวงหรือมากกว่า นั้น เราสามารถใช้พารามิเตอร์วงโคจรรวมของพวกมัน (เช่น คาบวงโคจร แกนกึ่งเอก) เพื่อประมาณมวลของกลุ่ม เช่น ในปัญหาวัตถุสองชิ้น

การประมาณปริมาตรของดาวเคราะห์น้อยนั้น อย่างน้อยที่สุดต้องประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์น้อยเสียก่อน ในกรณีส่วนใหญ่ จะประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางจากค่าอัลเบโด (ความสว่าง) ของดาวเคราะห์น้อย ความยาวคอร์ดระหว่างการบังหรือการปล่อยความร้อน (เช่นภารกิจ IRAS ) ในบางกรณี นักดาราศาสตร์สามารถสร้างแบบจำลองรูปร่างสามมิติได้โดยใช้เทคนิคต่างๆ (เช่น16 Psycheหรือ216 Kleopatra ) หรือในบางกรณีที่โชคดี ได้มาจากภาพถ่ายของยานอวกาศ (เช่น162173 Ryugu )

ในบรรดาการวัดเหล่านี้ การวัดมวลที่ทำผ่านการเบี่ยงเบนของยานอวกาศหรือวงโคจรของดวงจันทร์ถือว่ามีความน่าเชื่อถือที่สุด การประมาณค่าตามปฏิทินดาราศาสตร์นั้นขึ้นอยู่กับแรงดึงดูดอันเล็กน้อยของวัตถุอื่น ๆ บนดาวเคราะห์น้อยนั้น หรือในทางกลับกัน และถือว่ามีความน่าเชื่อถือน้อยกว่า ข้อยกเว้นสำหรับข้อควรระวังนี้อาจเป็น Psyche เนื่องจากเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท M ที่มีมวลมากที่สุดและมีการประมาณค่ามวลจำนวนมาก^{[ 12 ]}การประมาณขนาดโดยใช้แบบจำลองรูปร่าง (โดยปกติได้มาจากระบบปรับแสง การบังแสง และการถ่ายภาพด้วยเรดาร์) มีความน่าเชื่อถือที่สุด การถ่ายภาพโดยตรงจากยานอวกาศ (Lutetia) ก็มีความน่าเชื่อถือเช่นกัน ขนาดที่ได้จากวิธีการทางอ้อม เช่น อินฟราเรดความร้อน (เช่น IRAS) และเสียงสะท้อนของเรดาร์มีความน่าเชื่อถือน้อยกว่า

ไม่มีดาวเคราะห์น้อยประเภท M ใดที่มีความหนาแน่นรวมที่สอดคล้องกับแกนเหล็ก-นิกเกิลบริสุทธิ์ หากวัตถุเหล่านี้มีรูพรุน (หรือที่เรียกว่ากองเศษหิน ) การตีความนั้นอาจยังคงใช้ได้ ซึ่งไม่น่าจะเป็นไปได้สำหรับ Psyche ^{[ 12 ]}เนื่องจากมีขนาดใหญ่ เมื่อพิจารณาจากหลักฐานสเปกตรัมของซิลิเกตบนดาวเคราะห์น้อยประเภท M ส่วนใหญ่ การตีความที่เป็นเอกฉันท์สำหรับดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่เหล่านี้ส่วนใหญ่คือพวกมันประกอบด้วยอะนาล็อกของอุกกาบาตที่มีความหนาแน่นต่ำกว่า (เช่นอุกกาบาตเอนสตาไทต์อุกกาบาตคาร์บอนที่มีโลหะสูง เม โซไซเดอไรต์ ) และในบางกรณีอาจเป็นกองเศษหินด้วย^{[ 20 ] [ 18 ] [ 12 ]}

การตีความแรกสุดของดาวเคราะห์น้อยประเภท M คือพวกมันเป็นแกนกลางที่เหลืออยู่ของดาวเคราะห์ น้อยในยุคแรก ซึ่งถูกลอกเปลือกและเนื้อในที่อยู่ด้านบนออกไปโดยการชนกันครั้งใหญ่ซึ่งเชื่อกันว่าเกิดขึ้นบ่อยครั้งในประวัติศาสตร์ยุคแรกของระบบสุริยะ^{[ 2 ]}

เป็นที่ยอมรับว่าดาวเคราะห์น้อยประเภท M ขนาดเล็กบางดวง (<100 กม.) อาจก่อตัวขึ้นในลักษณะนี้ แต่การตีความดังกล่าวถูกท้าทายสำหรับ16 Psycheซึ่งเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท M ที่ใหญ่ที่สุด^{[ 21 ]}มีข้อโต้แย้งสามประการที่คัดค้านการก่อตัวของ Psyche ในลักษณะนี้^{[ 21 ]}ประการแรก มันต้องเริ่มต้นจากดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีขนาดเท่ากับ Vesta (~500 กม.) ในทางสถิติ ไม่น่าเป็นไปได้ที่ Psyche จะถูกทำลายอย่างสมบูรณ์ในขณะที่ Vesta ยังคงอยู่ครบถ้วน ประการที่สอง มีหลักฐานการสังเกตเพียงเล็กน้อยหรือไม่มีเลยสำหรับตระกูลดาวเคราะห์ น้อย ที่เกี่ยวข้องกับ Psyche และประการที่สาม ไม่มีหลักฐานทางสเปกโทรสโกปีสำหรับเศษชิ้นส่วนเนื้อในที่คาดว่าจะเกิดขึ้น (เช่น โอลิวีน) ซึ่งน่าจะเกิดจากเหตุการณ์นี้ ในทางกลับกัน มีการโต้แย้งว่า Psyche เป็นเศษซากของดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่แตกกระจายและรวมตัวกันใหม่ด้วยแรงโน้มถ่วงจนกลายเป็นวัตถุเหล็กซิลิเกตที่ผสมกันอย่างดี^{[ 21 ]}มีตัวอย่างมากมายของอุกกาบาตซิลิเกตโลหะ หรือที่เรียกว่าเมโซไซเดอไรต์ซึ่งอาจเป็นวัตถุจากแหล่งกำเนิด ดัง กล่าว

คำตอบที่เป็นไปได้ข้อหนึ่งสำหรับการตีความข้อที่สองนี้คือ ดาวเคราะห์น้อยประเภท M (รวมถึง 16 Psyche) สะสมตัวอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้น (1–2 au) ถูกลอกเปลือก/เนื้อบางๆ ออกในขณะที่ยังหลอมเหลวอยู่ (หรือหลอมเหลวบางส่วน) และต่อมาเคลื่อนที่ด้วยพลวัตไปยังแถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบัน^{[ 22 ]}

มุมมองที่สามคือว่าวัตถุประเภท M ที่ใหญ่ที่สุด รวมถึง 16 Psyche อาจเป็นวัตถุที่มีการแยกชั้น (เช่น 1 Ceres และ 4 Vesta) แต่หากมีส่วนผสมของเหล็กและสารระเหย (เช่น กำมะถัน) ที่เหมาะสม วัตถุเหล่านี้อาจประสบกับปรากฏการณ์ภูเขาไฟเหล็ก หรือที่เรียกว่า ferrovolcanism ในขณะที่ยังคงเย็นตัวลง^{[ 23 ]}

ในฐานข้อมูลวัตถุขนาดเล็กของ JPLมีดาวเคราะห์น้อย 980 ดวงที่จัดอยู่ในระบบการจำแนกสเปกตรัมของดาวเคราะห์น้อย Tholen ^{[ 24 ]}ในจำนวนนั้น 38 ดวงจัดอยู่ในประเภท M ^{[ 25 ]}อีก 10 ดวงเดิมจัดอยู่ในประเภท X แต่ปัจจุบันนับรวมอยู่ในประเภท M เนื่องจากค่าอัลเบโดเชิงแสงของพวกมันอยู่ระหว่าง 0.1 ถึง 0.3 ^{[ 26 ]}โดยรวมแล้ว ดาวเคราะห์น้อยประเภท M คิดเป็นประมาณ 5% ของดาวเคราะห์น้อยที่จัดอยู่ในระบบการจำแนก Tholen

16 Psycheเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท M ที่ใหญ่ที่สุด โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ย 222 กิโลเมตร และมีค่าอัลเบโดเรดาร์ เฉลี่ยค่อนข้างสูง ซึ่งบ่งชี้ว่ามีปริมาณโลหะสูงในพื้นผิวไม่กี่เมตรบนสุด^{[ 13 ]}ยานอวกาศ Psycheซึ่งปล่อยเมื่อวันที่ 13 ตุลาคม 2023 กำลังเดินทางไปเยี่ยม 16 Psyche และจะเดินทางถึงในปี 2029 ${\displaystyle {\hat {\sigma }__{OC}=0.34\pm 0.08}$

21 Lutetiaมีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ย 100 กม. ^{[ 1 ]}และเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท M ดวงแรกที่ได้รับการถ่ายภาพโดยยานอวกาศเมื่อยานสำรวจอวกาศ Rosettaไปเยือนเมื่อวันที่ 10 กรกฎาคม 2010 ^{[ 27 ]}ค่าอัลเบโดเรดาร์เฉลี่ยของมันสูงกว่าค่า เฉลี่ยของดาวเคราะห์น้อย ประเภท SหรือCประมาณสองเท่าและบ่งชี้ว่าพื้นผิว ของมัน มีปริมาณโลหะสูงกว่าดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่น^{[ 1 ]}การวิเคราะห์โดยใช้ข้อมูลจากสเปกโทรเมตรของ Rosetta (VIRTIS) สอดคล้องกับวัสดุคอนไดรต์คาร์บอนที่มีธาตุเหล็กหรือธาตุเอสตาไทต์^{[ 28 ]}${\displaystyle {\hat {\sigma }__{OC}=0.24\pm 0.07}$

22 Kalliopeเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท M ที่ใหญ่เป็นอันดับสอง โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ย 150 กม. ^{[ 15 ]}มีการค้นพบดวงจันทร์เพียงดวงเดียวชื่อLinus ในปี 2001 ^{[ 29 ]}ซึ่งทำให้สามารถประมาณมวลได้อย่างแม่นยำ แตกต่างจากดาวเคราะห์น้อยประเภท M ส่วนใหญ่ ค่าอัลเบโดเรดาร์ของ Kalliope คือ 0.15 คล้ายกับดาวเคราะห์น้อยประเภท S และ C ^{[ 5 ]}และไม่ได้บ่งชี้ว่ามีโลหะสะสมอยู่ในเรโกลิธ มันเป็นเป้าหมายของการถ่ายภาพด้วยเลนส์ปรับได้ความละเอียดสูง ซึ่งใช้ในการให้ขนาดและรูปร่างที่เชื่อถือได้ และมีความหนาแน่นรวมค่อนข้างสูงถึง 4.1 กรัม/ซม^{³ [ 15 ] [ 16 ]}

216 Kleopatraมีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ย 122 กม. เป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท M ที่ใหญ่เป็นอันดับสามรองจาก 16 Psyche และ 22 Kalliope ^{[ 19 ]}การถ่ายภาพด้วยเรดาร์แบบดีเลย์-ดอปเปลอร์ ภาพจากกล้องโทรทรรศน์ความละเอียดสูง และการบังดาวหลายครั้งแสดงให้เห็นว่าเป็นดาวเคราะห์น้อยแบบไบนารีสัมผัสที่มีรูปร่างที่เรียกกันทั่วไปว่า "กระดูกสุนัข" หรือ "ดัมเบล" ^{[ 19 ]}การสังเกตการณ์ด้วยเรดาร์จากกล้องโทรทรรศน์เรดาร์ Arecibo บ่งชี้ว่ามีค่าอัลเบโดเรดาร์สูงมากในซีกโลกใต้ ซึ่งสอดคล้องกับองค์ประกอบที่อุดมไปด้วยโลหะ^{[ 19 ]} Kleopatra ยังโดดเด่นด้วยการมีดวงจันทร์ขนาดเล็กสองดวงชื่อ Alexhelios และ Cleoselena ซึ่งทำให้สามารถคำนวณมวลและความหนาแน่นได้อย่างแม่นยำ^{[ 30 ]}${\displaystyle {\hat {\sigma }__{OC}=0.43\pm 0.10}$

• ประเภทสเปกตรัมของดาวเคราะห์น้อย