Eunomia rodina - Eunomia family

The Eunomia nebo Eunomian rodina (PLOUTEV: 502) je velký rodina asteroidů z Asteroidy typu S. pojmenoval podle asteroidu 15 Eunomia. Je to nejvýznamnější rodina meziproduktů pás asteroidů a 6. největší rodina s téměř šesti tisíci známými členy, tedy přibližně 1,4% všech asteroidů v USA pás asteroidů.[1][2]:23

Vlastnosti

Umístění a struktura rodiny Eunomia.

Zdaleka největší člen je 15 Eunomia, největší ze všech „kamenitých“ Asteroid typu S. „Je to asi 300 km napříč podél své nejdelší osy, má průměrný poloměr 250 km a leží blízko k barycentrum z rodiny. Odhaduje se, že eunomie obsahuje asi 70–75% hmoty původního mateřského těla. To mělo střední průměr asi 280 km a bylo narušeno katastrofickým dopadem, který rodinu vytvořil.[3] Je pravděpodobné, že mateřské tělo bylo alespoň částečně diferencované, protože povrch Eunomie a spektra menších členů rodiny vykazují určité variace.[4][5][6] Bez ohledu na to jiné studie ukázaly, že tělo, které bylo definitivně rozbité dopadem, který vytvořil rodinu, bylo pravděpodobně již poněkud roztříštěno předchozími menšími srážkami.[7] Nárazovým tělesem byl pravděpodobně menší a přesto velmi podstatný asteroid o průměru 50 km (nebo tak nějak), který zasáhl rychlostí asi 22 000 km / h.[8]

Ostatní eunomské asteroidy jsou poměrně pravidelně distribuovány v orbitálním prostoru kolem Eunomie. Další největší člen identifikovaný[9] analýza byla 258 Tyche o průměru 65 km. Jeho oběžná dráha však leží na samém okraji toho, co lze považovat za rodinnou oblast, a může se jednat o vetřelce. Největší jasní členové rodiny mají průměr asi 30 km s několika asteroidy v tomto rozsahu velikostí.

Spektroskopické studie ukázaly, že členové rodiny pokrývají znatelnou škálu kompozic, i když všechny zůstávají uvnitř S spektrální třída. Jako takové mají obecně kamenité (spíše než ledové) povrchové složení, které zahrnuje křemičitany a nějaký nikl -žehlička, a jsou docela světlé pro svou velikost.

Rodina obsahuje relativně velké množství malých předmětů. Protože většina z těchto menších objektů je v průběhu času „erodována“ v důsledku sekundárních kolizí, gravitačních poruch a Yarkovského efekt, to naznačuje, že rodina Eunomia byla vytvořena relativně nedávno (v astronomickém časovém měřítku).[8][10]

The Cassini-Huygens kosmická loď letěla kolem 2685 Masursky, malý člen rodiny, v roce 2000. Vzdálenost setkání asi jeden milion kilometrů však byla příliš velká na to, aby bylo možné vyřešit povrchové prvky.

Umístění a velikost

Rodina Eunomia se nachází mezi 3: 1 a 8: 3 rezonance s Jupiter, při relativně vysokých sklonech.

A HCM numerical analysis by Zappalà, et al.[9] určil velkou skupinu „hlavních“ členů rodiny, jejichž správné orbitální prvky leží v přibližných rozmezích

ApEpip
min2.54 AU0.12111.6°
max2,72 AU0.18014.8°

V přítomnosti epocha, rozsah oscilační orbitální prvky těchto hlavních členů je

AEi
min2.53 AU0.07811.1°
max2,72 AU0.21815.8°

Analýza Zappalà 1995 našla 439 členů jádra, zatímco prohledala nedávnou vlastní databázi prvků[11] pro 96944 menší planety v roce 2005 přineslo 4649 objektů ležících v oblasti obdélníkového tvaru definované v první tabulce výše. Do roku 2014 identifikoval Nesvorný celkem 5670, neboli přibližně 1,4% všech asteroidů, pomocí Hierarchická metoda shlukování.[1][2]:23

Vetřelci

Počet vetřelci byly identifikovány, které sdílejí stejné orbitální prvky jako skuteční členové rodiny, ale kvůli spektrálním (tedy kompozičním) rozdílům nemohou pocházet ze stejného rozpadu. Ve spektrálním průzkumu byly identifikovány: 85 Io, 141 lumenů, 546 Herodias.[5][12]:646

Reference

  1. ^ A b "Malá těla datová fretka". Nesvorny HCM Asteroid Families V3.0. Citováno 27. října 2017.
  2. ^ A b Nesvorný, D .; Broz, M .; Carruba, V. (prosinec 2014). Identifikace a dynamické vlastnosti rodin asteroidů. Asteroidy IV. 297–321. arXiv:1502.01628. Bibcode:2015aste.book..297N. doi:10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch016. ISBN  9780816532131.
  3. ^ Tanga, P .; Cellino, Alberto; Michel, Patrick; Zappalà, Vincenzo; Paolicchi, P .; Dell'Oro, A. (1999). „O rozdělení velikostí rodin asteroidů: Role geometrie“. Icarus. 141 (1): 65. Bibcode:1999Icar..141 ... 65T. doi:10.1006 / icar.1999.6148.[mrtvý odkaz ]
  4. ^ Reed, K. L .; Gaffey, M. J .; Lebofsky, L. A. (1997). "Tvarové a albedské variace asteroidu 15 Eunomia". Icarus. 125 (2): 446. Bibcode:1997Icar..125..446R. doi:10.1006 / icar.1996.5627.[mrtvý odkaz ]
  5. ^ A b Lazzaro, D .; Mothé-Diniz, T .; Carvano, J. M .; Angeli, C. A .; Betzler, A. S .; Florczak, M .; Cellino, Alberto; Di Martino, M .; Doressoundiram, A .; Barucci, M. A .; Dotto, E .; Bendjoya, Philippe (1999). „Rodina Eunomia: Viditelný spektroskopický průzkum“. Icarus. 142 (2): 445. Bibcode:1999Icar..142..445L. doi:10.1006 / icar.1999.6213.
  6. ^ Nathues, A .; Mottola, S .; Kaasalainen, M .; Neukum, G. (2005). „Spektrální studie rodiny asteroidů Eunomia; I. Eunomia“. Icarus. 175 (2): 452. Bibcode:2005Icar..175..452N. doi:10.1016 / j.icarus.2004.12.013.[mrtvý odkaz ]
  7. ^ Michel, Patrick; Benz, W .; Richardson, D. C. (2004). „Katastrofické narušení předem rozbitých mateřských těl“. Icarus. 168 (2): 420. Bibcode:2004Icar..168..420M. doi:10.1016 / j.icarus.2003.12.011.[mrtvý odkaz ]
  8. ^ A b Michel, Patrick; Benz, W .; Tanga, P .; Richardson, D. C. (2001). „Collisional and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites“. Věda. 294 (5547): 1696–700. Bibcode:2001Sci ... 294.1696M. doi:10.1126 / science.1065189. PMID  11721050. S2CID  6470148.
  9. ^ A b Zappalà, Vincenzo; Bendjoya, Philippe; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; Froeschlé, Claude (srpen 1995). „Rodiny asteroidů: Hledání vzorku 12 487 asteroidů pomocí dvou různých technik shlukování“. Icarus. 116 (2): 291–314. Bibcode:1995Icar..116..291Z. doi:10.1006 / icar.1995.1127.
  10. ^ Michel, Patrick; Tanga, P .; Benz, W .; Richardson, D. C. (2002). „Tvorba rodin asteroidů katastrofickým narušením: simulace s fragmentací a gravitační reakumulací“. Icarus. 160 (1): 10. Bibcode:2002Icar..160 ... 10M. doi:10.1006 / icar.2002.6948.[mrtvý odkaz ]
  11. ^ „Správné prvky pro 96944 očíslovaných planetek“. Stránka AstDys. Archivovány od originál dne 2006-02-20. Citováno 2006-05-09.
  12. ^ Cellino, A .; Bus, S. J .; Doressoundiram, A .; Lazzaro, D. (březen 2002). "Spektroskopické vlastnosti rodin asteroidů" (PDF). Asteroidy III: 633–643. Bibcode:2002aste.book..633C. Citováno 27. října 2017.