Семья Эос
Семейство Эос ( прил. Eoan / iː ˈoʊ ə n / , ; FIN : 606 ) — очень большое семейство астероидов расположенное во внешней области пояса астероидов . Считается, что семейство астероидов К-типа образовалось в результате древнего катастрофического столкновения. семейства Родительским телом является астероид 221 Эос .
Описание
[ редактировать ]В 1918 году, когда японский астроном Киёцугу Хираяма учился в Йельском университете , он начал изучать движение астероидов. Построив график среднего движения, эксцентриситета и наклона орбит астероидов, он обнаружил, что некоторые объекты образуют группы. В статье 1918 года он описал три такие группы, включая семью Эос, состоящую из 19 членов. С тех пор число членов семейной группы Эос продолжало расти, достигнув к 1993 году 289 человек. [1]
В настоящее время известно около 4400 членов семьи Эос. Внутренняя орбита семейства ограничена резонансом среднего движения 7/3 с Юпитером в 2,96 а.е. Орбитальный диапазон также включает резонанс среднего движения 9/4 с Юпитером в 3,03 а.е. Большинство членов семейства находятся в пределах последнего орбитального расстояния. Распределение размеров астероидов позволяет предположить, что возраст этого семейства составляет около 1–2 миллиардов лет. [2]
Хираяма предположил, что эти семейства астероидов образовались в результате катастрофического столкновения с родительским телом. Эта интерпретация до сих пор принимается астрономическим сообществом. [3] Наблюдения за семейством Эос показывают, что они имеют схожую спектроскопическую подпись. Изменение спектров интерпретируется как изменение состава, возникающее в результате частичной дифференциации родительского тела. То есть до распада родительское тело было частично отделено, и более плотные материалы двигались к ядру. После распада члены семьи подверглись космическому выветриванию . [4]
Астероиды семейства Эос напоминают категорию астероидов S-типа . Однако исследование Эос и других членов семьи в инфракрасном диапазоне показывает некоторые различия с S-типом. В результате семейству Эос была выделена отдельная категория астероидов К-типа. [2] Что касается метеоритов, собранных на Земле, эта категория может относиться к хондритам CO3 или CV3, а не к типу OC. [5] Объекты, которые имеют схожие орбиты с семейством Эос, но не имеют этого спектра, считаются случайными нарушителями. [2]
Скорости вращения астероидов семейства Эос распределены случайным образом. Эта рандомизация возникла в результате последующих столкновений с другими телами, а это означает, что астероиды сохраняют некоторую «память» о скорости вращения родительского тела. Таким образом, исходный объект имел скорость вращения около 1–3 дней. Эволюционные модели этого разброса скорости вращения семейства Эос подразумевают, что возраст этой группы может быть сопоставим с возрастом Солнечной системы . [6] Численное моделирование столкновения, в результате которого образовалось семейство Эос, позволяет предположить, что меньшее тело было примерно в десятую часть массы родительского и ударило с направления, находящегося за пределами плоскости эклиптики. Родительский объект имел предполагаемый диаметр 240 км. Наилучшая модель предполагает возраст семьи в 1,1 миллиарда лет. [2]
К семейству Эос относятся астероиды 221 Эос , 339 Доротея , 450 Бригитта , 513 Центезима , 562 Саломея , 633 Зелима , 639 Латона , 651 Антиклея , 653 Береника , 661 Клелия , 669 Киприя , 742 Эдисона , 7. 66 Могунтия 798 Руфь , 807 Цераския , 876 Скотт и 890 Вальтраут . [7] Не все фрагменты исходного родительского тела остались в орбитальной зоне, занимаемой семейством Эос. Спектроскопический анализ показал, что некоторые из этих астероидов сейчас находятся в резонансе среднего движения 9:4 с Юпитером . Эти беглецы кажутся относительно молодыми по сравнению с другими членами семьи. [8]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Козай, Ю. (29 ноября – 3 декабря 1993 г.). «Киецугу Хираяма и его семьи астероидов (приглашены)». В Кодзае Ёсихидэ; Бинцель, Ричард П.; Хираяма, Томохиро (ред.). Семьдесят пять (75) лет семейству астероидов Хираямы: роль столкновений в истории Солнечной системы . Институт космоса и астронавтики, Сагамихара, Япония. стр. 1–6. Бибкод : 1994ASPC...63....1K .
- ^ Перейти обратно: а б с д Вокруглицкий, Д.; и др. (май 2006 г.). «Следы Ярковского в семье Эос». Икар . 182 (1): 92–117. Бибкод : 2006Icar..182...92V . дои : 10.1016/j.icarus.2005.12.011 .
- ^ Бенджойя, доктор философии; Заппала, В. (2002). «Идентификация семейства астероидов». В Боттке-младшем, WF; Челлино, А.; Паолички, П.; Бинцель, Р.П. (ред.). Астероиды III . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 613–618. Бибкод : 2002aste.book..613B .
- ^ Дорессундирам, А.; Баруччи, Массачусетс; Фульшиньони, М.; Флорчак, М. (январь 1998 г.). «Семейство EOS: спектроскопическое исследование». Икар . 131 (1): 15–31. Бибкод : 1998Icar..131...15D . дои : 10.1006/icar.1997.5852 .
- ^ Джедике, Роберт; и др. (май 2004 г.). «Взаимосвязь возраста и цвета астероидов S-комплекса главного пояса» (PDF) . Природа . 429 (6989): 275–7. Бибкод : 2004Natur.429..275J . дои : 10.1038/nature02578 . ПМИД 15152246 . S2CID 4389171 . Проверено 18 сентября 2009 г.
- ^ Бинзель, Р.П. (февраль 1988 г.). «Столкновительная эволюция в семействах астероидов EOS и Коронис - результаты наблюдений и численные результаты». Икар . 73 (2): 303–313. Бибкод : 1988Icar...73..303B . дои : 10.1016/0019-1035(88)90100-5 .
- ^ Дегевей, Дж.; Грейди, Дж.; Зеллнер, Б. (июнь 1978 г.). «Малые планеты и родственные им объекты. XXV - UBV-фотометрия 145 слабых астероидов». Астрономический журнал . 83 : 643–650. Бибкод : 1978AJ.....83..643D . дои : 10.1086/112248 .
- ^ Заппала, В.; и др. (май 2000 г.). «Беглецы из семьи Эос: первое спектроскопическое подтверждение». Икар . 145 (1): 4–11. Бибкод : 2000Icar..145....4Z . дои : 10.1006/icar.2000.6349 .