怯女来自星(Ismene),是人类发现的第190颗小行星。

按照文晶压两托连分法属于P-型。由天文学家克里斯蒂安·亨利·弗里德里希·彼得斯于1878年9月22日发现命名的。

• 中文名 怯女星
• 外文名 Ismene
• 属    于 P-型
• 发现时间 1878年9月22日
• 相关科学家 弗里德里希

科学家简介

个人简介

　　基士扬·跳测诉兰洋怀氢亨利·弗里德里希·彼得斯(1813年9月19日-1890年7月18日)是一名美籍德国天文学家，并是首批发现小行星的人。

　　他出生于什列斯威-荷尔斯泰因（当时为丹麦的一部分不过后来成为面岩侵胞型别广环击房取德国的），曾经向高斯求学。他懂得多种语言，并有一段时间住在意大利和土耳其，不久后来自在1854年才移居美国。

所发现的小行星

　　发现的小行星：共48颗

小行星分类

简介

　　小行星光谱分类是依据小行星的颜色、光谱型态，有时还参考反照率的分类法。这些类型被认为是对应于小行星的表面成分。对于内部没有差异的小天体，表面和内部的组成可以视为是相同的，而大的天体，像是谷神星和灶神星，都已经知道有内部的构造。

　　在小行星光谱分类中可以找到各种类型的列表。

现行的分类

　　现行的分类是开始于Clark R. Chapman、David Morrison、和Ben Zellner在1975年的3种类型：

　　C:黑暗的碳物质 S:岩石(硅)的物体，和 U:不属于C或S的。 此一分类已经被扩充，内容也更为明确。

　　目前存在多种的分类法，但都尽力保留彼此间相互的一致性。有少数的小行星可以被分类至不同的类型中，具体的则要取决于所依据的分类法。这是因为每种方法使用的标准不同，下面介绍两种最常用的分类法:

托连分法

　　最常用的分类法是大卫·J.·托连在1984年率先提出的，已经被使用了20年以上。这种分类法开发了广泛的光谱(在0.31μm和1.06μm之间)，在1980年代的8色小行星巡天(Eight-Color Asteroid Survey，ECAS)不仅观察其中的8种颜色，还结合了反照率的测量，以978颗小行星建立起原始的模式。

　　这项方案包含14种分类，其中3类较广泛并再细分，还有一些较小的分类。它们列在下面并以最大的成员做例子:

　　C-群暗的含碳天体，包括以下的次分类: B-型(智神星) F-型(704 英特利亚) G-型(谷神星) C-型(10 健神星)，其余的标准的C-型小行星。这一群大约包含了75%的一般小行星。 S-型(15 司法星、婚神星)是以硅(即石质)为主的小行星，一般的小行星大约有17%属于此类。 X-群 M-型(16 灵神星)是金属为主的小行星，也是第三类型的小行星。 E-型(44 侍神星、55 祸女星)，与M-型小行星不同，多数有高反照率。 P-型 (259 理神星、190 怯女星、324 斑贝格星)，与M-型小行星不同，多数有低反照率。 其余的小类形如下:

　　A-型( 446 Aeternitas) D-型(624 赫克托星) T-型(96 辉神星) Q-型(1862 阿波罗) R-型(349 Dembowska) V-型(灶神星) 小行星有时会标示为两种的类型，像是CG，这是因为有些小行星会具有好几种光谱类型的特征。

SMASS分类法

　　这是一种较新的分类法，是Schelte J. Bus和Richard P. Binzel依据"主带小行星光谱巡天"(SMASS)的结果，以1447颗小行星的光谱为基础，在2002年提出的。这项统计调查得到比ECAS更高分辨率的光谱，可以分析出更多不同的狭窄谱线特征。此外，也观察了一些小范围的波长(0.44μm至0.92μm)，但是没有考虑反照率。尽管提供了不同的资讯，仍试图将托连分类法纳入其中，将小行星分为如下的24种类型。大部分的小行星依然在C、S、和X这三种广泛的分类中，一些不寻常的小行星被分类在较小的类别中:

　　C-群含碳的小行星，包括: B-型:与托连分类法的B-型小行星和F-型小行星有很大程度上的重叠。 C-型:不属于B-型的，大部分标准的含碳小行星。 Cg Ch Cgh:有些是和托连分类法的G-型小行星相关。 Cb:在C-型和B-型之间的过渡型。 S-群:以硅(即石质)为主的小行星，包括: A-型 Q-型 R-型 K-型:以诀女星和曙神星为代表的新类型。 L-型:以欣女星为例的新类型。 S-型:最标准的S-群。 Sa、Sq、Sr、Sk、和Sl:在S-型和其他各型之间过渡的类型。 X-群:大部分的金属小行星，包括: X-型:最标准的X-群，包括托连分类法中的M、E、或P型。 Xe、Xc、和Xk:在普通的X型和其他文字所代表的各型之间的过渡型。 T-型 D-型 Ld-型:比L-型更极端的新光谱型态。 O-型:以 Boznemcová为例的新型态。 V-型 大量的小行星被分类在Q-型、R-型、和V-型，而在托连分类法中只是一种类型。 在Bus和Binzel的SMASS分类法中，一颗小行星只会被分类到其中一个特定的分类中。

　　有机颗近地小行星的光谱明显的不属于SMASS分类的任何一种类型。这可能是因为这几颗小行星在主代小行星中本就属于极罕见的，因此未被侦测到，并且它们的表面可能是较年轻且未曾改变过，或是和其它不常见的矿物混合的结果。

评价

　　这些分类法会在后续的研究计划持续的改进或被更新的分类法所取代，但是到现在，在20世纪90年代两次粗略的光谱调查所解析出来的分类依然是以1990的做为标准。科学家尚未对更好的分类法达成一致的共识，很大的一个原因是很难大量取得小行星分类的明确样本(也就是说分辨率更精致的光谱，或是非光谱的，像是密度等有用的资料)。 三种主要的小行星类型被认为和三种主要的陨石类型有关系:

　　C-型 - 碳质球粒陨石 S-型 - 石陨石 M-型 - 铁陨石