Eos familj

Familjen Eos  är en ganska stor familj av asteroider i huvudbältet . Alla asteroider i denna familj rör sig i liknande banor, vilket indikerar att denna familj, liksom de flesta andra asteroidfamiljer, bildades som ett resultat av en katastrofal kollision mellan två stora asteroider i början av solsystemets bildande. Familjen fick sitt namn för att hedra asteroiden (221) Eos , en av de största asteroiderna i denna familj.

Upptäckt

1918 , när den japanske astronomen Kiyotsugu Hirayama studerade vid Yale University, började han studera mönster för asteroidrörelser. Efter att ha analyserat rörelsen hos många asteroider, med hänsyn till deras excentricitet och banornas lutning , fann han att vissa asteroider rör sig i grupper. Samma 1918 beskrev han fem sådana grupper och bland dem Eos-gruppen, som då omfattade 19 asteroider. Sedan dess har antalet medlemmar av denna familj kontinuerligt vuxit och nådde 289 asteroider 1993 [1] .

Denna familj kallas ibland för familjen Hirayama , för att hedra den japanska astronomen K. Hirayama , som upptäckte dessa familjer, eftersom asteroiderna i denna familj, liksom asteroiderna från fyra andra familjer, har samma spektrala och kemiska sammansättning och var bildas som ett resultat av förstörelsen av moderkroppen.

Banor

Mer än 4400 medlemmar av denna familj har hittills upptäckts. Familjens inre gräns går på ett avstånd av 2,99 AU. e., vilket motsvarar orbitalresonansen med Jupiter 7/3 , och den yttre på ett avstånd av 3,03, vilket motsvarar resonansen 9/4 .

De flesta asteroider är belägna nära familjens yttre gräns, och endast ett fåtal finns i omloppsbanor närmare solen. Fördelningen av asteroider efter storlek indikerar att familjens ålder inte är mer än 1-2 miljarder år [2] .

Utbildning

Hirayama föreslog att alla dessa familjer av asteroider bildades i en kollision med moderasteroiden, från vilken asteroiderna i familjen bildades, med en annan stor asteroid och, efterföljande, förstörelsen av denna asteroid i separata små asteroidfragment. Denna förklaring är fortfarande mycket populär i det astronomiska samfundet idag [3] . Studier av asteroider från familjen Eos visade att dessa asteroider har liknande spektrala egenskaper, vilket återigen bekräftar riktigheten av denna teori. Dessutom, att döma av dessa spektra, innan dess förstörelse, kunde moderasteroiden ha genomgått partiell smältning och differentiering av det inre, vilket indikerar en ganska stor storlek på denna asteroid. Det vill säga före sönderfallet rörde sig några av de tyngre grundämnena närmare kärnan, och efter det kunde, tillsammans med vanliga asteroider med en relativt låg densitet bildade från ytskikten, även tätare asteroider bildas från zonen nära kärnan. Men en mer exakt studie av dessa asteroider är svår, eftersom de under de miljarder år de funnits utsatta för kosmiska vittringsprocesser [4] .

Spektroskopiska studier visar att asteroiderna i denna familj tillhör asteroider i spektralklassen S. Studier av Eos och några andra asteroider i familjen i det infraröda spektrumet visade dock vissa skillnader i sammansättningen av asteroider av klass S. Som ett resultat av detta hänfördes några asteroider i familjen till klassen av asteroider K [2] . Att döma av de meteoriter som finns på jorden kan dessa asteroider associeras med kondriter av typen CO3 eller CV3, men inte med OS-typen [5]  (eng.) . Objekt som rör sig i liknande banor nära familjen, men som inte har detta spektrum, kan inte vara medlemmar av familjen [2] .

Rotationsperioderna för individuella asteroider skiljer sig ibland mycket från varandra - detta är resultatet av ömsesidiga kollisioner mellan dem. Det antas att asteroiderna ursprungligen var tvungna att behålla ett visst "minne" om moderkroppens rotationshastighet. Baserat på detta antagande borde dess rotationshastighet ha varit från en till tre dagar. Evolutionsmodeller baserade på rotationshastigheten för enskilda asteroider i familjen ger den mest sannolika uppskattningen av åldern för denna familj vid 1,1 miljarder år [ (eng.)[6]2] 

Inte alla fragment av moderasteroiden fanns kvar i denna familj. Spektroskopiska studier har visat att några av dem kan hittas i en 9/4 omloppsbana som resonerar med Jupiter. Dessa asteroider är relativt unga jämfört med andra asteroider i familjen och troligen bildade som ett resultat av sekundära kollisioner mellan familjemedlemmar [7] .

De största asteroiderna i denna familj

Se även

• asteroidfamiljen
• Asteroider närmar sig jorden
• Trojanska asteroider
• Damokoider
• kentaurer
• Apollos
• cupids
• Atons

Anteckningar

1. ↑ Kozai, Y. (29 november–3 december 1993). "Kiyotsugu Hirayama och hans familjer av asteroider (inbjudna)". I Kozai, Yoshihide; Binzel, Richard P.; Hirayama, Tomohiro. Sjuttiofem (75) år av Hirayamas asteroidfamiljer: Kollisioners roll i solsystemets historia . Institutet för rymd- och astronautisk vetenskap, Sagamihara, Japan. pp. 1-6. Bibcode : 1994ASPC...63....1K . Kontrollera datumet på |date=( hjälp på engelska )
2. ↑ 1 2 3 4 Vokrouhlický, D.; et al . Yarkovsky fotspår i familjen Eos  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Maj ( vol. 182 , nr 1 ). - S. 92-117 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.12.011 .
3. ↑ Bendjoya, Ph.; W. Tsappala . Asteroid Family Identification / 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  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 1998. - Januari ( vol. 131 , nr 1 ). - S. 15-31 . - doi : 10.1006/icar.1997.5852 .
5. ↑ Jedicke, Robert; et al . Ett förhållande mellan ålder och färg för S-komplexa asteroider i huvudbältet  (engelska)  // Nature : journal. - 2004. - Maj ( vol. 429 , nr 6989 ). - s. 275-277 . - doi : 10.1038/nature02578 . — PMID 15152246 . Arkiverad från originalet den 10 augusti 2010.
6. ↑ Binzel, RP Eos och Koronid asteroidfamiljers utveckling, observationer och beräkningar  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1988. - Februari ( vol. 73 ). - S. 303-313 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90100-5 . (ryska)
7. ↑ V. Zappala ; et al. Fugitives from the Eos Family: First Spectroscopic Confirmation  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2000. - Maj ( vol. 145 ). - S. 4-11 . - doi : 10.1006/icar.2000.6349 .
8. ↑ Degewij, J.; Gradie, J.; Zellner, B. Mindre planeter och besläktade föremål. XXV - UBV-fotometri av 145 svaga asteroider  (engelska)  // Astronomical Journal  : journal. - 1978. - Juni ( vol. 83 ). - S. 643-650 . - doi : 10.1086/112248 .