Familia Eunomia
Eunomia Familia asteroid este o grupare mare de tip S asteroizi numit dupa zeita greaca Eunomia . Este cea mai importantă familie din banda principală intermediară. Aproximativ 5% din centura principală de asteroizi aparține acestei familii.
Caracteristici
Până în prezent cel mai mare membru este 15 Eunomia , cel mai mare dintre asteroizii „stâncoși” de tip S , măsurând aproximativ 300 km de-a lungul axei majore, are o rază medie de 250 km și este aproape de centrul de greutate al familiei. Se estimează că Eunomia conține aproximativ 70-75% din materia corpului care a originat-o. Aceasta a avut un diametru mediu de aproximativ 280 km și a fost distrusă de impactul catastrofal care a provocat familia. [1] Este probabil că corpul original a fost cel puțin parțial diferențiat , deoarece suprafața Eunomiei și spectrele membrilor mai mici ai familiei prezintă unele variații. [2] [3] [4] Cu toate acestea, alte studii sugerează că corpul care a fost în cele din urmă distrus de impactul care a creat familia a fost probabil deja fragmentat de coliziuni mai mici anterioare. [5] „Investitorul” a fost probabil un asteroid mai mic, dar deja substanțial, cu un diametru de 50 km (sau similar), care s-a prăbușit la o viteză de aproximativ 22.000 km / h. [6]
Ceilalți membri ai familiei sunt distribuiți destul de regulat în spațiul orbital din jurul Eunomiei. Următorul membru cel mai mare identificat prin analiză [7] a fost 258 Tyche , cu 65 km în diametru. Cu toate acestea, orbita sa se află la capătul îndepărtat al ceea ce este considerat zona familiei și ar putea, cu o mare șansă, să fie un intrus. Cei mai mari membri ai familiei au un diametru de aproximativ 30 km, cu diverși asteroizi de dimensiuni similare.
Studiile spectroscopice au arătat că membrii familiei acoperă o varietate semnificativă de compoziții, deși toți rămân în clasa spectrală S. De fapt, au o compoziție de suprafață stâncoasă (mai degrabă decât înghețată) care include silicați și parțial nichel - fier și sunt destul de luminoase pentru dimensiunea lor.
Familia conține un număr relativ mare de obiecte mici. Deoarece multe dintre aceste obiecte mai mici au fost „erodate” de-a lungul timpului din cauza coliziunilor secundare, a perturbațiilor gravitaționale și a efectului Yarkovsky , acest lucru indică faptul că familia Eunomia s-a născut destul de recent (pe scara astronomică a timpului). [6] [8]
Modulul spațial Cassini-Huygens a zburat în apropiere de 2685 Masursky , un mic membru al familiei, în 2000 . Cu toate acestea, distanța de întâlnire de aproximativ un milion de kilometri a fost prea mare pentru a studia suprafața corpului.
Poziție și dimensiuni
Familia Eunomia este situată între rezonanțele orbitale 3: 1 și 8: 3 cu Jupiter , la înclinații relativ mari.
Analiza numerică HCM realizată de Zappalà et al [7] a stabilit existența unui număr mare de „membri de bază”, ale căror elemente orbitale proprii sunt situate la distanțe aproximative
| la p | și p | eu p | |
|---|---|---|---|
| min | 2,54 UA | 0,121 | 11,6 ° |
| max | 2,72 UA | 0.180 | 14,8 ° |
În prezent timp , osculating distanța dintre elementele orbitale ale acestor membri principali este
| la | Și | the | |
|---|---|---|---|
| min | 2,53 UA | 0,078 | 11,1 ° |
| max | 2,72 UA | 0,218 | 15,8 ° |
Analiza lui Zappalà din 1995 a găsit 439 de membri esențiali, în timp ce o căutare recentă într-o bază de date cu elemente adecvate [9] pe 96944 de corpuri minore în 2005 a găsit 4649 de obiecte situate în regiunea dreptunghiulară definită în primul tabel de mai sus. În total, acest lucru ar trebui să dea aproximativ 5% din întreaga centură principală de asteroizi.
Intruși
Au fost identificați mai mulți intruși, care împărtășeau aceleași elemente orbitale cu membrii reali ai familiei, dar nu au putut proveni din aceeași ruptură din cauza diferențelor spectrale (și, în consecință, de compoziție). Următoarele au fost identificate într-o măsurare spectrală [3] și, de asemenea, prin inspecția setului de date privind taxonomia asteroidului PDS pentru membrii non -tip S : 85 Io , 141 Lumen , 546 Herodias , 657 Gunlöd , 1094 Siberia și 1275 Cimbria .
Notă
- ^ P. Tanga, A. Cellino, P. Michel, V. Zappalà, P. Paolicchi, A. Dell'Oro, Despre distribuția mărimii familiilor de asteroizi: rolul geometriei , în Icarus , vol. 141, 1999, p. 65, DOI : 10.1006 / icar.1999.6148 .
- ^ KL Reed, MJ Gaffey și LA Lebofsky, Shape and Albedo Variations of Asteroid 15 Eunomia , în Icarus , vol. 125, 1997, p. 446, DOI : 10.1006 / icar.1996.5627 .
- ^ a b D. Lazzaro, T. Mothé-Diniz, JM Carvano, CA Angeli, AS Betzler, M. Florczak, A. Cellino, M. Di Martino, A. Doressoundiram, MA Barucci, E. Dotto, P. Bendjoya, Familia Eunomia: un sondaj spectroscopic vizibil , în Icarus , vol. 142, 1999, p. 445, DOI : 10.1006 / icar.1999.6213 .
- ^ A. Nathues, S. Mottola, M. Kaasalainen, G. Neukum, Studiu spectral al familiei de asteroizi Eunomia; I. Eunomia , în Icar , vol. 175, 2005, p. 452, DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.12.013 .
- ^ P. Michel, W. Benz și DC Richardson, Dezastrarea catastrofală a corpurilor părinte pre-spulberate , în Icarus , vol. 168, 2004, p. 420, DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.12.011 .
- ^ a b P. Michel, W. Benz, P. Tanga, DC Richardson, Collisional and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites , în Știință , vol. 294, 2001, p. 1696, DOI : 10.1126 / science.1065189 .
- ^ a b V. Zappalà , Ph. Bendjoya , A. Cellino , P. Farinella și C. Froeschlé , Familii de asteroizi: căutarea unui eșantion de 12.487-asteroizi folosind două tehnici de clusterizare diferite , în Icarus , vol. 116, nr. 2, august 1995, pp. 291-314.
- ^ P. Michel, P. Tanga, W. Benz, DC Richardson, Formation of Asteroid Families by Catastrophic Disruption: Simulations with Fragmentation and Gravitational Reaccumulation , în Icarus , vol. 160, 2002, p. 10, DOI : 10.1006 / icar.2002.6948 .
- ^ Elemente adecvate pentru 96944 planete minore numerotate , pe site-ul AstDys . Adus pe 9 mai 2006 (arhivat din original la 20 februarie 2006) .
