Rodzina Eosów
Rodzina Eos ( przym. Eoan / iː oʊ ə n położona / ; FIN : 606 ) to bardzo duża rodzina planetoid w zewnętrznym obszarze pasa planetoid . Uważa się, że rodzina planetoid typu K powstała w wyniku starożytnej katastrofalnej kolizji. Ciałem macierzystym rodziny jest asteroida 221 Eos .
Opis
W 1918 roku, gdy japoński astronom Kiyotsugu Hirayama studiował na Uniwersytecie Yale , zaczął badać ruchy planetoid. Wykreślając średni ruch, ekscentryczność i nachylenie orbit asteroid, odkrył, że niektóre obiekty tworzą grupy. W artykule z 1918 roku opisał trzy takie grupy, w tym rodzinę Eos z 19 członkami. Od tego czasu liczba członków grupy rodzinnej Eos stale rośnie, osiągając 289 w 1993 roku.
Obecnie istnieje około 4400 znanych członków rodziny Eos. Wewnętrzna orbita rodziny jest ujęta w nawias przez rezonans średniego ruchu 7/3 z Jowiszem na 2,96 AU. Zakres orbitalny obejmuje również rezonans ruchu średniego 9/4 z Jowiszem na 3,03 AU. Większość członków rodziny znajduje się w tej ostatniej odległości orbitalnej. Rozkład rozmiarów asteroid sugeruje, że rodzina ma około 1-2 miliardów lat.
Hirayama postawił hipotezę, że te rodziny asteroid powstały w wyniku katastrofalnego zderzenia z ciałem macierzystym. Ta interpretacja jest nadal akceptowana przez społeczność astronomiczną. Obserwacje rodziny Eos pokazują, że mają one podobną sygnaturę spektroskopową. Zmienność w widmie jest interpretowana jako zmienność składu wynikająca z częściowego zróżnicowania ciała macierzystego. Oznacza to, że przed rozpadem ciało macierzyste było częściowo oddzielone gęstszymi materiałami przemieszczającymi się w kierunku rdzenia. Od rozpadu członkowie rodziny przeszli wietrzenie kosmiczne .
Planetoidy z rodziny Eos przypominają asteroidy typu S. Jednak badanie Eos i innych członków rodziny w podczerwieni wykazuje pewne różnice w stosunku do typu S. W rezultacie rodzina Eos otrzymała własną kategorię planetoid typu K. Jeśli chodzi o meteoryty zebrane na Ziemi, ta kategoria może być związana z chondrytami CO3 lub CV3, a nie z typem OC. Zakłada się, że obiekty, które dzielą podobne orbity z rodziną Eos, ale nie mają tego widma, są przypadkowymi intruzami.
Prędkości rotacji planetoid z rodziny Eos są losowo rozłożone. Ta randomizacja wynikała z kolejnych kolizji z innymi ciałami, co sugeruje, że asteroidy zachowują pewną „pamięć” prędkości obrotowej ciała macierzystego. Tak więc pierwotny obiekt miał rotację około 1–3 dni. Modele ewolucyjne tego rozrzutu tempa rotacji rodziny Eos sugerują, że ta grupa może być porównywalna z wiekiem Układu Słonecznego . Numeryczne symulacje zderzenia, które stworzyły rodzinę Eos, sugerują, że mniejsze ciało miało około jednej dziesiątej masy macierzystego i uderzyło z kierunku poza płaszczyzną ekliptyki. Obiekt macierzysty miał szacunkową średnicę 240 km. Model najlepiej dopasowany zakłada wiek rodziny wynoszący 1,1 miliarda lat.
Członkowie rodziny Eos obejmują planetoidy 221 Eos , 339 Dorothea , 450 Brigitta , 513 Centesima , 562 Salome , 633 Zelima , 639 Latona , 651 Antikleia , 653 Berenike , 661 Cloelia , 669 Kypria , 742 Edisona , 79 8 Ruth , 807 Ceraskia , 876 Scott i 890 Waltraut . Nie wszystkie fragmenty pierwotnego ciała rodzicielskiego pozostały w strefie orbitalnej zajmowanej przez rodzinę Eos. Analiza spektroskopowa wykazała, że niektóre z tych planetoid znajdują się obecnie w rezonansie średniego ruchu 9:4 z Jowiszem . Ci uciekinierzy wydają się stosunkowo młodzi w porównaniu z innymi członkami rodziny.