Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Сім я Еос досить велика сім я астероїдів головного поясу Усі астероїди цієї сім ї рухаються подібними орбітами що є проя

Сім'я Еос

Сім'я Еос

Сім'я Еос - досить велика сім'я астероїдів головного поясу. Усі астероїди цієї сім'ї рухаються подібними орбітами, що є проявом їхнього спільного походження у катастрофічному зіткненні двох великих астероїдів. Сім'я отримала назву на честь астероїда 221 Еос, одного з найбільших астероїдів даної сім'ї.

Відкриття

У 1918 році, коли японський астроном Кієцуґу Хіраяма навчався в Єльському університеті, він почав вивчати закономірності руху астероїдів. Провівши аналіз руху великої кількості астероїдів з урахуванням їхнього ексцентриситету та нахилу орбіт, він виявив, що деякі астероїди рухаються групами. У тому ж 1918 році він описав п'ять таких груп і, серед них, групу Еос, до якої він включив 19 астероїдів. З того часу кількість членів цієї сім'ї безперервно зростала, досягнувши 289 астероїдів станом на 1993 рік.

Орбіти

На даний час виявлено понад 4400 членів цієї сім'ї. Внутрішня межа сім'ї проходить на відстані 2,99 а. о., що відповідає орбітальному резонансу з Юпітером 7/3, а зовнішня на відстані 3,03 а. о., що відповідає резонансу 9/4.

a p e p i p
min 2,99 a.о. 0,01 8°
max 3,03 a.о. 0,13 12°

Більшість астероїдів знаходяться поблизу зовнішньої межі сім'ї і лише деякі зустрічаються на ближчих до Сонця орбітах. Розподіл астероїдів за розміром вказує на те, що вік сім'ї не перевищує 1-2 млрд років .

Утворення

Хіраяма припустив, що сім'я астероїдів утворилися в результаті зіткнення з батьківського астероїда з іншим великим астероїдом і руйнування цього астероїда на окремі невеликі астероїди-фрагменти. Таке пояснення і сьогодні дуже популярне в астрономічній спільноті . Дослідження астероїдів сім'я Еос показало, що ці астероїди мають близькі спектральні показники, що вкотре підтверджує правоту цієї теорії. До того ж, судячи з цих спектрів, до своєї руйнації батьківський астероїд міг зазнати часткового розплавлення та диференціації надр, що свідчить про досить великий розмір цього астероїду. Тобто до розпаду частина більш важких елементів перемістилася ближче до ядра, а після поряд із звичайними астероїдами з порівняно малою щільністю, що утворилися з поверхневих шарів, близької до ядра зони могли утворитися і щільніші астероїди. Але точніше вивчення цих астероїдів важко, так протягом мільярдів років свого існування вони піддавалися процесам космічного вивітрювання .

Спектроскопічні дослідження показують, що астероїди цієї сім'ї належать до спектрального класу S. Проте дослідження Еос та деяких інших астероїдів сім'ї в інфрачервоному спектрі показали певні відмінності у складі цих астероїдів класу S. В результаті деякі астероїди сім'ї були віднесені до класу астероїдів K. Якщо судити за знайденими на Землі метеоритами, ці астероїди можуть бути пов'язані з хондритами типу CO3 чи CV3, але не з типом ОС. Об'єкти, що рухаються орбітами, подібними до орбіт сім'ї, але відрізняються за спектром, не можуть бути членами сім'ї.

Періоди обертання окремих астероїдів часом дуже відрізняються один від одного - це результат взаємних зіткнень між ними. Передбачається, що астероїди спочатку мали зберегти певну «пам'ять» про швидкість обертання батьківського тіла. Виходячи з цього припущення, його швидкість обертання повинна була становити від однієї до трьох діб. Еволюційні моделі, засновані на швидкості обертання окремих астероїдів сім'ї, дають найбільш ймовірну оцінку віку даної сім'ї в 1,1 млрд років. Чисельне моделювання дозволило припустити ймовірну схему цього зіткнення: батьківське тіло діаметром близько 240 км зіштовхнулось з тілом вдесятеро меншого розміру, що рухалось у площині екліптики.

Не всі фрагменти батьківського астероїда залишилися у межах сім'ї. Спектроскопічні дослідження показали, що деякі з них можна зустріти на резонансній з Юпітером орбіті 9/4. Ці астероїди є відносно молодими в порівнянні з іншими астероїдами сім'ї і, ймовірно, утворилися внаслідок вторинних зіткнень між його членами.

Найбільші астероїди сім'ї

Ім'я Діаметр Велика піввісь Нахилення орбіти Ексцентриситет орбіти Рік відкриття
221 Еос 103,87 км 3,014 а. е. 10,886 ° 0,105 1882
339 Доротея 38,25 км 3,014 а. е. 9,930° 0,095 1892
450 Брігітта 33,32 км 3,014 а. е. 10,157° 0,100 1899
513 Центезіма 50,15 км 3,016 а. е. 9,715 ° 0,080 1903
562 Саломія 30,67 км 3,020 а. е. 11,125 ° 0,095 1905
633 Целіма 34,37 км 3,018 а. е. 10,916 ° 0,086 1907
639 Латона 71,25 км 3,019 а. е. 8,574 ° 0,103 1907
651 Антиклея 33,04 км 3,024 а. е. 10,770° 0,098 1907
653 Береніка 39,22 км 3,013 а. е. 11,287 ° 0,044 1907
661 Клоелія 48,05 км 3,023 а. е. 9,252 ° 0,033 1908
669 Кіпрія 31,75 км 3,012 а. е. 10,782 ° 0,081 1908
742 Едісона 45,60 км 3,013 а. е. 11,211 ° 0,120 1913
807 Сераскія 26,24 км 3,016 а. е. 11,305 ° 0,067 1915
876 Скотт 21,88 км 3,012 а. е. 11,331 ° 0,109 1917
890 Вальтраут 27,33 км 3,025 а. е. 10,874 ° 0,057 1918

Примітки

  1. Kozai (November 29–December 3, 1993). Seventy-five (75) years of Hirayama asteroid families: The role of collisions in the solar system history. Institute of Space and Astronautical Science, Sagamihara, Japan. с. 1—6. Bibcode:1994ASPC...63....1K. {{}}: |first3= з пропущеним |last3= ()
  2. Vokrouhlický, D.; et al. Yarkovsky footprints in the Eos family // Icarus. — Elsevier, 2006. — Vol. 182, no. 1 (5). — P. 92—117. — DOI:10.1016/j.icarus.2005.12.011.
  3. Bendjoya, Ph.; В. Дзаппала. Asteroid Family Identification / Bottke Jr., W. F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. — Tucson : [en], 2002. — С. 613—618. — Bibcode:2002aste.conf..613B.
  4. Doressoundiram, A.; Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; Florczak, M. EOS Family: A Spectroscopic Study // Icarus. — Elsevier, 1998. — Vol. 131, no. 1 (1). — P. 15—31. — DOI:10.1006/icar.1997.5852.
  5. Jedicke, Robert; et al. An age–colour relationship for main-belt S-complex asteroids // Nature : journal. — 2004. — Vol. 429, no. 6989 (5). — P. 275—277. — DOI:10.1038/nature02578. — PMID 15152246 . з джерела 10 серпня 2010. Процитовано 2009-09-18.
  6. Binzel, R. P. Эволюция семейств астероидов Эос и Корониды, наблюдения и расчёты // Icarus : журнал. — Elsevier, 1988. — Т. 73 (2). — С. 303—313. — DOI:10.1016/0019-1035(88)90100-5.
  7. В. Дзаппала; и др. Fugitives from the Eos Family: First Spectroscopic Confirmation // Icarus : journal. — Elsevier, 2000. — Vol. 145 (5). — P. 4—11. — DOI:10.1006/icar.2000.6349.
  8. Degewij, J.; Gradie, J.; Zellner, B. Minor planets and related objects. XXV - UBV photometry of 145 faint asteroids // Astronomical Journal : journal. — 1978. — Vol. 83 (6). — P. 643—650. — DOI:10.1086/112248.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Sim ya Eos dosit velika sim ya asteroyidiv golovnogo poyasu Usi asteroyidi ciyeyi sim yi ruhayutsya podibnimi orbitami sho ye proyavom yihnogo spilnogo pohodzhennya u katastrofichnomu zitknenni dvoh velikih asteroyidiv Sim ya otrimala nazvu na chest asteroyida 221 Eos odnogo z najbilshih asteroyidiv danoyi sim yi VidkrittyaU 1918 roci koli yaponskij astronom Kiyecugu Hirayama navchavsya v Yelskomu universiteti vin pochav vivchati zakonomirnosti ruhu asteroyidiv Provivshi analiz ruhu velikoyi kilkosti asteroyidiv z urahuvannyam yihnogo ekscentrisitetu ta nahilu orbit vin viyaviv sho deyaki asteroyidi ruhayutsya grupami U tomu zh 1918 roci vin opisav p yat takih grup i sered nih grupu Eos do yakoyi vin vklyuchiv 19 asteroyidiv Z togo chasu kilkist chleniv ciyeyi sim yi bezperervno zrostala dosyagnuvshi 289 asteroyidiv stanom na 1993 rik OrbitiNa danij chas viyavleno ponad 4400 chleniv ciyeyi sim yi Vnutrishnya mezha sim yi prohodit na vidstani 2 99 a o sho vidpovidaye orbitalnomu rezonansu z Yupiterom 7 3 a zovnishnya na vidstani 3 03 a o sho vidpovidaye rezonansu 9 4 a p e p i p min 2 99 a o 0 01 8 max 3 03 a o 0 13 12 Bilshist asteroyidiv znahodyatsya poblizu zovnishnoyi mezhi sim yi i lishe deyaki zustrichayutsya na blizhchih do Soncya orbitah Rozpodil asteroyidiv za rozmirom vkazuye na te sho vik sim yi ne perevishuye 1 2 mlrd rokiv UtvorennyaHirayama pripustiv sho sim ya asteroyidiv utvorilisya v rezultati zitknennya z batkivskogo asteroyida z inshim velikim asteroyidom i rujnuvannya cogo asteroyida na okremi neveliki asteroyidi fragmenti Take poyasnennya i sogodni duzhe populyarne v astronomichnij spilnoti Doslidzhennya asteroyidiv sim ya Eos pokazalo sho ci asteroyidi mayut blizki spektralni pokazniki sho vkotre pidtverdzhuye pravotu ciyeyi teoriyi Do togo zh sudyachi z cih spektriv do svoyeyi rujnaciyi batkivskij asteroyid mig zaznati chastkovogo rozplavlennya ta diferenciaciyi nadr sho svidchit pro dosit velikij rozmir cogo asteroyidu Tobto do rozpadu chastina bilsh vazhkih elementiv peremistilasya blizhche do yadra a pislya poryad iz zvichajnimi asteroyidami z porivnyano maloyu shilnistyu sho utvorilisya z poverhnevih shariv blizkoyi do yadra zoni mogli utvoritisya i shilnishi asteroyidi Ale tochnishe vivchennya cih asteroyidiv vazhko tak protyagom milyardiv rokiv svogo isnuvannya voni piddavalisya procesam kosmichnogo vivitryuvannya Spektroskopichni doslidzhennya pokazuyut sho asteroyidi ciyeyi sim yi nalezhat do spektralnogo klasu S Prote doslidzhennya Eos ta deyakih inshih asteroyidiv sim yi v infrachervonomu spektri pokazali pevni vidminnosti u skladi cih asteroyidiv klasu S V rezultati deyaki asteroyidi sim yi buli vidneseni do klasu asteroyidiv K Yaksho suditi za znajdenimi na Zemli meteoritami ci asteroyidi mozhut buti pov yazani z hondritami tipu CO3 chi CV3 ale ne z tipom OS Ob yekti sho ruhayutsya orbitami podibnimi do orbit sim yi ale vidriznyayutsya za spektrom ne mozhut buti chlenami sim yi Periodi obertannya okremih asteroyidiv chasom duzhe vidriznyayutsya odin vid odnogo ce rezultat vzayemnih zitknen mizh nimi Peredbachayetsya sho asteroyidi spochatku mali zberegti pevnu pam yat pro shvidkist obertannya batkivskogo tila Vihodyachi z cogo pripushennya jogo shvidkist obertannya povinna bula stanoviti vid odniyeyi do troh dib Evolyucijni modeli zasnovani na shvidkosti obertannya okremih asteroyidiv sim yi dayut najbilsh jmovirnu ocinku viku danoyi sim yi v 1 1 mlrd rokiv Chiselne modelyuvannya dozvolilo pripustiti jmovirnu shemu cogo zitknennya batkivske tilo diametrom blizko 240 km zishtovhnulos z tilom vdesyatero menshogo rozmiru sho ruhalos u ploshini ekliptiki Ne vsi fragmenti batkivskogo asteroyida zalishilisya u mezhah sim yi Spektroskopichni doslidzhennya pokazali sho deyaki z nih mozhna zustriti na rezonansnij z Yupiterom orbiti 9 4 Ci asteroyidi ye vidnosno molodimi v porivnyanni z inshimi asteroyidami sim yi i jmovirno utvorilisya vnaslidok vtorinnih zitknen mizh jogo chlenami Najbilshi asteroyidi sim yiIm ya Diametr Velika pivvis Nahilennya orbiti Ekscentrisitet orbiti Rik vidkrittya 221 Eos 103 87 km 3 014 a e 10 886 0 105 1882 339 Doroteya 38 25 km 3 014 a e 9 930 0 095 1892 450 Brigitta 33 32 km 3 014 a e 10 157 0 100 1899 513 Centezima 50 15 km 3 016 a e 9 715 0 080 1903 562 Salomiya 30 67 km 3 020 a e 11 125 0 095 1905 633 Celima 34 37 km 3 018 a e 10 916 0 086 1907 639 Latona 71 25 km 3 019 a e 8 574 0 103 1907 651 Antikleya 33 04 km 3 024 a e 10 770 0 098 1907 653 Berenika 39 22 km 3 013 a e 11 287 0 044 1907 661 Kloeliya 48 05 km 3 023 a e 9 252 0 033 1908 669 Kipriya 31 75 km 3 012 a e 10 782 0 081 1908 742 Edisona 45 60 km 3 013 a e 11 211 0 120 1913 807 Seraskiya 26 24 km 3 016 a e 11 305 0 067 1915 876 Skott 21 88 km 3 012 a e 11 331 0 109 1917 890 Valtraut 27 33 km 3 025 a e 10 874 0 057 1918PrimitkiKozai November 29 December 3 1993 Seventy five 75 years of Hirayama asteroid families The role of collisions in the solar system history Institute of Space and Astronautical Science Sagamihara Japan s 1 6 Bibcode 1994ASPC 63 1K a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite conference title Shablon Cite conference cite conference a first3 z propushenim last3 dovidka Vokrouhlicky D et al Yarkovsky footprints in the Eos family Icarus Elsevier 2006 Vol 182 no 1 5 P 92 117 DOI 10 1016 j icarus 2005 12 011 Bendjoya Ph V Dzappala Asteroid Family Identification Bottke Jr W F Cellino A Paolicchi P Binzel R P Tucson en 2002 S 613 618 Bibcode 2002aste conf 613B Doressoundiram A Barucci M A Fulchignoni M Florczak M EOS Family A Spectroscopic Study Icarus Elsevier 1998 Vol 131 no 1 1 P 15 31 DOI 10 1006 icar 1997 5852 Jedicke Robert et al An age colour relationship for main belt S complex asteroids Nature journal 2004 Vol 429 no 6989 5 P 275 277 DOI 10 1038 nature02578 PMID 15152246 z dzherela 10 serpnya 2010 Procitovano 2009 09 18 Binzel R P Evolyuciya semejstv asteroidov Eos i Koronidy nablyudeniya i raschyoty Icarus zhurnal Elsevier 1988 T 73 2 S 303 313 DOI 10 1016 0019 1035 88 90100 5 V Dzappala i dr Fugitives from the Eos Family First Spectroscopic Confirmation Icarus journal Elsevier 2000 Vol 145 5 P 4 11 DOI 10 1006 icar 2000 6349 Degewij J Gradie J Zellner B Minor planets and related objects XXV UBV photometry of 145 faint asteroids Astronomical Journal journal 1978 Vol 83 6 P 643 650 DOI 10 1086 112248

Дата публікації:
Топ