Eos család

Az Eos család a fő öv aszteroidák  meglehetősen nagy családja . Ennek a családnak az összes aszteroidája hasonló pályán mozog, ami azt jelzi, hogy ez a család, mint a legtöbb más aszteroidacsalád, két nagy aszteroida katasztrofális ütközésének eredményeként jött létre a Naprendszer kialakulásának hajnalán. A család nevét a (221) Eos aszteroida tiszteletére kapta , amely a család egyik legnagyobb aszteroidája.

Felfedezés

1918- ban , amikor Kiyotsugu Hirayama japán csillagász a Yale Egyetemen tanult, elkezdte tanulmányozni az aszteroida mozgásának mintázatait. Számos aszteroida mozgásának elemzése után, figyelembe véve azok excentricitását és a pályák dőlését , megállapította, hogy egyes aszteroidák csoportosan mozognak. Ugyanebben az 1918- ban öt ilyen csoportot írt le, és köztük az Eos csoportot, amely akkor 19 aszteroidát tartalmazott. Azóta ennek a családnak a száma folyamatosan nőtt, és 1993-ban elérte a 289 aszteroidát [1] .

Ezt a családot néha Hirayama családnak is nevezik, K. Hirayama japán csillagász tiszteletére , aki felfedezte ezeket a családokat, mivel e család aszteroidái, valamint négy másik család aszteroidái ugyanolyan spektrális és kémiai összetételűek, és a szülői test pusztulása következtében alakult ki.

Keringések

Ennek a családnak több mint 4400 tagját fedezték fel eddig. A család belső határa 2,99 AU távolságra húzódik. e., ami a Jupiterrel 7/3 pályarezonanciának felel meg , a külső pedig 3,03 távolságban, ami a 9/4 rezonanciának felel meg .

A legtöbb aszteroida a család külső határának közelében található, és csak néhány található a Naphoz közelebbi pályán. Az aszteroidák méret szerinti megoszlása ​​azt jelzi, hogy a család életkora nem haladja meg az 1-2 milliárd évet [2] .

Oktatás

Hirayama azt javasolta, hogy ezek a kisbolygócsaládok az anyaszteroidával való ütközés során jöttek létre, amelyből a család aszteroidái keletkeztek, egy másik nagy aszteroidával, és ezt követően ennek az aszteroidának különálló kis aszteroidatöredékekre való megsemmisülése során. Ez a magyarázat ma is nagyon népszerű a csillagásztársadalomban [3] . Az Eos családba tartozó aszteroidák tanulmányozása kimutatta, hogy ezek a kisbolygók hasonló spektrális jellemzőkkel rendelkeznek, ami ismét megerősíti ennek az elméletnek a helyességét. Ráadásul ezekből a spektrumokból ítélve, a kiindulási aszteroida megsemmisülése előtt részlegesen megolvadhatott és a belső tér differenciálódhatott, ami az aszteroida meglehetősen nagy méretére utal. Vagyis a bomlás előtt a nehezebb elemek egy része közelebb került a maghoz, majd ezt követően a felszíni rétegekből kialakult, viszonylag kis sűrűségű közönséges aszteroidákkal együtt a maghoz közeli zónából is kialakulhattak sűrűbb aszteroidák. De ezeknek az aszteroidáknak a pontosabb tanulmányozása nehéz, mivel létezésük évmilliárdja során kozmikus időjárási folyamatoknak voltak kitéve [4] .

A spektroszkópiai vizsgálatok azt mutatják, hogy ennek a családnak az aszteroidái az S spektrális osztályba tartoznak . Az Eos és a család néhány más aszteroidájának infravörös spektrumában végzett vizsgálata azonban bizonyos különbségeket mutatott az S osztályba tartozó aszteroidák összetételében. Ennek eredményeként a család egyes aszteroidáit a K aszteroidák osztályába sorolták [2] . A Földön talált meteoritokból ítélve ezek az aszteroidák CO3 vagy CV3 típusú kondritokhoz köthetők, az OS típusúhoz azonban nem [5] (eng.) . A család közelében hasonló pályán mozgó, de ezzel a spektrummal nem rendelkező objektumok nem lehetnek a család tagjai [2] .  

Az egyes aszteroidák forgási periódusai néha nagyon különböznek egymástól - ez a köztük lévő kölcsönös ütközések eredménye. Feltételezik, hogy az aszteroidáknak eredetileg meg kellett őrizniük egy bizonyos "memóriát" az anyatest forgási sebességéről. Ebből a feltételezésből kiindulva a forgási sebességének egytől három napig kellett volna lennie. A család egyes aszteroidáinak forgási sebességén alapuló evolúciós modellek a legvalószínűbb becslést adják a család életkorára 1,1 milliárd évre [ (eng.)[6]2] 

A szülőaszteroida nem minden töredéke maradt ebben a családban. Spektroszkópiai vizsgálatok kimutatták, hogy néhányuk megtalálható a Jupiterrel rezonáns 9/4-es pályán. Ezek a kisbolygók viszonylag fiatalok a család többi aszteroidájához képest, és valószínűleg a család tagjai közötti másodlagos ütközések eredményeként jöttek létre [7] .

A család legnagyobb aszteroidái

Lásd még

• aszteroida család
• Kisbolygók közelednek a Föld felé
• Trójai aszteroidák
• Damokloidok
• kentaurok
• Apollos
• Ámor
• Atons

Jegyzetek

1. ↑ Kozai, Y. (1993. november 29.–december 3.). „Kiyotsugu Hirayama és aszteroidák családjai (meghívva)”. Kozaiban, Yoshihideben; Binzel, Richard P.; Hirayama, Tomohiro. A Hirayama aszteroidacsaládok hetvenöt (75) éve: Az ütközések szerepe a Naprendszer történetében . Űr- ​​és Asztronautikai Tudományok Intézete, Sagamihara, Japán. pp. 1-6. Bibcode : 1994ASPC...63....1K . Ellenőrizze a dátumot itt: |date=( súgó angolul )
2. ↑ 1 2 3 4 Vokrouhlický, D.; et al . Yarkovsky lábnyomok az Eos családban  (angolul)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - május ( 182. évf. , 1. sz.). - 92-117 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.12.011 .
3. ↑ Bendjoya, Ph.; W. Tsappa . Aszteroidacsalád azonosítása / Bottke Jr., WF; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R.P. – Tucson: University of Arizona Press, 2002. - S. 613-618.
4. ↑ Doressoundiram, A.; Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; Florczak, M. EOS Family: A Spectroscopic Study  (angol)  // Icarus . - Elsevier , 1998. - január ( 131. kötet , 1. szám ). - P. 15-31 . - doi : 10.1006/icar.1997.5852 .
5. ↑ Jedicke, Robert; et al . Kor-szín kapcsolat a fő övben található S-komplex aszteroidáknál  (angol)  // Nature : Journal. - 2004. - május ( 429. évf. , 6989. sz.). - P. 275-277 . - doi : 10.1038/nature02578 . — PMID 15152246 . Az eredetiből archiválva: 2010. augusztus 10.
6. ↑ Binzel, RP Eos és Koronid aszteroidacsaládok evolúciója, megfigyelései és számításai  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1988. - február ( 73. kötet ). - S. 303-313 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90100-5 . (Orosz)
7. ↑ V. Zappala ; et al. Fugitives from the Eos Family: First Spectroscopic Confirmation  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2000. - május ( 145. kötet ). - P. 4-11 . - doi : 10.1006/icar.2000.6349 .
8. ↑ Degewij, J.; Gradie, J.; Zellner, B. Kisbolygók és kapcsolódó objektumok. XXV - UBV fotometria 145 halvány aszteroidáról  (angol)  // Astronomical Journal  : Journal. - 1978. - június ( 83. köt. ). - P. 643-650 . - doi : 10.1086/112248 .