Семья Эос - Eos family

В Семья Эос (прил. Эоан; ПЛАВНИК: 606) очень большой семейство астероидов расположен в внешний регион пояс астероидов. Семья Астероиды K-типа считается, что он образовался в результате древнего катастрофического столкновения. Семья родительское тело это астероид 221 Eos.

Описание

В 1918 году, когда японский астроном Киёцугу Хираяма учился в Йельский университет, он начал изучать движение астероидов. Построив среднее движение, эксцентриситет и склонность Изучая орбиты астероидов, он обнаружил, что некоторые из объектов образуют группы. В статье 1918 года он описал три такие группы, включая семью Эос из 19 членов. С тех пор количество членов семейной группы Эос продолжало расти, достигнув 289 к 1993 году.[1]

Астероиды семейства Эос имеют полуглавные оси между 2,99 и 3,03 Австралия, эксцентриситет от 0,01 до 0,13, и наклонности между 8 ° и 12 °.[нужна цитата ] В настоящее время известно около 4 400 членов. Внутренняя орбита семейства ограничена резонансом среднего движения 7/3 с Юпитером на высоте 2,96 а.е. Орбитальный диапазон также включает резонанс среднего движения 9/4 с Юпитером на 3,03 а.е. Большинство членов семьи находятся в пределах последнего орбитального расстояния. Распределение размеров астероидов предполагает, что возраст этой семьи составляет 1-2 миллиарда лет.[2]

Киёцугу Хираяма выдвинул гипотезу, что эти семейства астероидов образовались в результате катастрофического столкновения с родительским телом. Эта интерпретация все еще принимается астрономическим сообществом.[3] Наблюдения за семейством Eos показывают, что они имеют похожую спектроскопическую подпись. Вариация спектров интерпретируется как изменение состава в результате частичной дифференциации родительского тела. То есть до разрушения исходное тело было частично отделено более плотными материалами, движущимися к ядру. После разрыва члены семьи пережили космическое выветривание.[4]

Астероиды семейства Эос напоминают Астероид S-типа категория. Однако обследование Эос и других членов семьи в инфракрасный показать некоторые отличия от S-типа. В результате семейству Eos была предоставлена ​​собственная категория астероидов K-типа.[2] С точки зрения метеориты Собранные на Земле, эта категория может относиться к хондритам CO3 или CV3, а не к типу OC.[5] Предполагается, что объекты, которые имеют схожие орбиты с семейством Eos, но не имеют этого спектра, являются случайными нарушителями.[2]

Скорости вращения астероидов семейства Эос распределены случайным образом. Эта рандомизация возникла в результате последующих столкновений с другими телами, подразумевая, что астероиды сохраняют некоторую «память» о скорости вращения родительского тела. Таким образом, исходный объект имел скорость вращения около 1–3 суток. Эволюционные модели этого разброса скорости вращения семейства Eos предполагают, что эта группа может быть сопоставима с возрастом Солнечная система.[6] Численное моделирование столкновения, в результате которого было создано семейство Eos, предполагает, что меньшее тело было примерно в десять раз меньше массы родителя и ударилось со стороны плоскости эклиптики. Предполагаемый диаметр родительского объекта - 240 км. Самая подходящая модель предполагает возраст семьи 1,1 миллиарда лет.[2]

Члены семейства Эос включают астероиды 221 Eos, 339 Доротея, 450 Бригитта, 513 Центесима, 562 Саломея, 633 Зелима, 639 Латона, 651 Antikleia, 653 Беренике, 661 Cloelia, 669 Киприя, 742 Эдисона, 798 Рут, 807 Ceraskia, 876 Скотт и 890 Вальтраут.[7] Не все фрагменты исходного родительского тела остались в орбитальной зоне, занятой семейством Eos. Спектроскопический анализ показал, что некоторые из этих астероидов сейчас расположены в пространстве 9: 4 резонанс среднего движения с Юпитер. Эти беглецы выглядят относительно молодыми по сравнению с другими членами семьи.[8]

Рекомендации

  1. ^ Козай Ю. (29 ноября - 3 декабря 1993 г.). «Киёцугу Хираяма и его семьи астероидов (приглашены)». В Кодзаи - Йошихидэ; Бинзель, Ричард П .; Хираяма, Томохиро (ред.). Семьдесят пять (75) лет семейств астероидов Хираяма: роль столкновений в истории Солнечной системы. Институт космоса и астронавтики, Сагамихара, Япония. С. 1–6. Bibcode:1994ASPC ... 63 .... 1K.
  2. ^ а б c d Vokrouhlický, D .; и другие. (Май 2006 г.). "Следы Ярковских в семье Эос". Икар. 182 (1): 92–117. Bibcode:2006Icar..182 ... 92В. Дои:10.1016 / j.icarus.2005.12.011.
  3. ^ Bendjoya, Ph .; Заппала, В. (2002). Bottke Jr., W. F .; Челлино, А .; Paolicchi, P .; Бинзель, Р. П. (ред.). Идентификация семейства астероидов. Тусон: Университет Аризоны Press. С. 613–618. Bibcode:2002aste.book..613B.
  4. ^ Doressoundiram, A .; Barucci, M.A .; Fulchignoni, M .; Флорчак, М. (январь 1998 г.). «Семейство EOS: спектроскопическое исследование». Икар. 131 (1): 15–31. Bibcode:1998Icar..131 ... 15D. Дои:10.1006 / icar.1997.5852.
  5. ^ Джедике, Роберт; и другие. (Май 2004 г.). «Соотношение возраста и цвета для астероидов S-комплекса главного пояса» (PDF). Природа. 429 (6989): 275–7. Bibcode:2004Натура.429..275J. Дои:10.1038 / природа02578. PMID  15152246. Получено 2009-09-18.
  6. ^ Бинзель, Р. П. (февраль 1988 г.). «Эволюция столкновений в семействах астероидов EOS и Коронис - результаты наблюдений и численные результаты». Икар. 73: 303–313. Bibcode:1988Icar ... 73..303B. Дои:10.1016/0019-1035(88)90100-5.
  7. ^ Degewij, J .; Gradie, J .; Зеллнер, Б. (июнь 1978 г.). «Малые планеты и связанные с ними объекты. XXV - UBV-фотометрия 145 слабых астероидов». Астрономический журнал. 83: 643–650. Bibcode:1978AJ ..... 83..643D. Дои:10.1086/112248.
  8. ^ Zappalà, V .; и другие. (Май 2000 г.). «Беглецы из семьи Эос: первое спектроскопическое подтверждение». Икар. 145: 4–11. Bibcode:2000Icar..145 .... 4Z. Дои:10.1006 / icar.2000.6349.