15 은오미아

15 Eunomia
15 은오미아
15 Eunomia VLT (2021), deconvolved.pdf
디스커버리
검색 대상안니발레 데 가스파리
검색 사이트나폴리 오브스.
발견일자1851년 7월 29일
지정
(15) 은오미아
발음/juːˈnoʊmiə/[1]
이름을 따서 명명됨
은오미아
형용사은오미안 /jujunoʊniən/[2]
궤도 특성[3]
2021년 7월 1일 에포
(JD 2459396.5, 헬리콥터 중심)
압헬리온3.14 AU(469 gm)
페리헬리온2.15AU(321gm)
2.644AU(395gm)
편심성0.186
4.30 yr (1571 d)
206°
기울기11.75°
293°
99°
물리적 특성
치수c/a = 0.53±0.02[4]
(357××212)±15km[5]
평균 지름
270±3km[4]
268km[5]
미사(30.5±1.9)×1018 kg[4]
(31.8±0.3)×1018 kg
[(15.97±0.15)×10−12 M☉][5]
평균 밀도
2.96±0.21g/cm3[4]
3.14±0.53g/cm3[5]
6.083 h (0.255 d)[3]
0.187[4]
0.25±4 기하학적(0.84±0.02BV, 0.45±0.02 UB)[3]
S형 소행성[3]
7[6].9 ~ 11.24
5.41[3]
0.29℉ ~ 0.085℉

은오미아(은오미아)는 내측 소행성대에 있는 매우 큰 소행성이다. 주노 3기 이후 돌(S형) 소행성 중 가장 크다. 6~8위(측정의 불확실성 이내)의 꽤 큰 소행성이다. 이 소행성은 은오미아 소행성 중 가장 크며 소행성 띠의 질량의 1%를 포함하고 있는 것으로 추정된다.[7][8]

은오미아는 1851년 7월 29일 안니발 드 가스파리스에 의해 발견되었고, 그리스 신화에서 질서와 법의 의인 호레이(시간)의 하나인 은오미아의 이름을 따서 명명되었다.

특성.

가장 큰 S형 소행성(3주노가 매우 근접한 2위)으로서 은오미아는 과학적인 관심을 적당히 끌어 모았다.

유노미아는 길쭉하지만 꽤 규칙적으로 생긴 몸체로, 굴곡이 다르고 평균 구성이 눈에 띄게 다른 네 면으로 보인다.[9] 그 길쭉함이 은오미아가 2진수 물체일 수도 있다는 제안으로 이어졌지만, 이는 반박되고 있다.[10] 극이 10° 불확도를 갖는 황색좌표(β, (-) = (-65°, 2°)를 가리키는 역방향 회전 장치다.[9][10] 이를 통해 축방향 기울기가 약 165°

다른 진정한 가족 구성원들과 마찬가지로, 그것의 표면은 규산염과 약간의 니켈 철로 이루어져 있고, 꽤 밝다. 유노미아의 표면에서는 니켈 철금속과 함께 칼슘이 풍부한 피록세네와 올리빈이 검출됐다. 분광학 연구는 은오미아가 성질이 다른 지역들을 가지고 있다는 것을 시사한다: 화록센이 빈약하고 금속이 풍부한 올리빈이 지배하는 더 큰 지역과, 화록센이 눈에 띄게 풍부한 한 반구(더 작은 뾰족 끝)[11]의 다른 다소 작은 지역이다.[9]

이 구성은 모체가 매직 공정을 받았을 가능성이 높으며, 태양계 초기의 내부 난방의 영향으로 최소한 부분적으로 차별화되었음을 나타낸다. 공통의 모체의 충돌에 의해 형성된 나머지 은오미아 소행성의 구성 범위는 은오미아 자체의 모든 표면적 변화를 포괄하기에 충분히 크다. 작은 은오미아 소행성의 대다수는 은오미아의 표면보다 피록신이 풍부하며 금속성(M형)의 몸체를 거의 포함하고 있지 않다.

이러한 일련의 증거들을 종합하면, 은오미아가 교란충격으로 대부분의 지각재료를 벗겨냈지만 아마도 스스로 교란되지 않은 은오미아 가문의 모체의 중심 잔해임을 짐작케 한다. 그러나 은오미아의 내부 구조와 모체와의 관계에 대해서는 불확실성이 존재한다. 충돌에[12] 대한 컴퓨터 시뮬레이션은 은오미아가 완전히 산산조각이 난 모체의 파편 대부분을 재집고 있는 것과 더 일치하지만 은오미아의 상당히 높은 밀도는 결국 잔해가 아니라는 것을 나타낼 것이다. 이 점에 있어서 어떤 경우든, 존재한다면 어떤 금속 중심부라도 노출되지 않은 것으로 보인다.

은오미아가 훨씬 더 큰 모체의 맨틀 조각이라는 구성적 차이에 대한 오래된 설명은 은오미아 가족 전체의 대량 분포에 관한 연구에 의해 배제되는 것으로 보인다. 이것들은 가장 큰 파편(즉, 은오미아)이 모체 질량의 약 70%를 차지하고 있다는 것을 나타내며,[13] 이는 은오미아가 중심 잔해물로서 껍질과 맨틀의 일부가 벗겨진 것과 일치한다.

이러한 징후들은 또한 은오미아의 밀도가 대부분 온전한 돌무더기 소행성의 전형적인 특징이며, 이전에 보고되었던 1 g/cm의3 비정상적으로 낮은 "거품 더미" 밀도가 아니라는 것을 보여주는 최근의 대량 측정과도 일치한다.

연구

15 은오미아는 허블 FGS를 이용하여 소행성을 연구하고 있었다.[14] 연구된 소행성으로는 (63) 아우소니아, (15) 은오미아, (43) 아리아드네, (44) 니사, (624) 헤커 등이 있다.[14]

궤도

15개의 은오미아의 궤도는 화성과 7:16의 평균 운동 공명에 그것을 놓는다. 유노미아는 소행성 센터에서 동요를 계산하는 데 사용된다.[15] 이 소행성의 계산된 랴푸노프 시간은 25,000년으로, 행성의 중력 섭동 때문에 시간에 따라 랜덤하게 변화할 혼란한 궤도를 차지하고 있음을 나타낸다.[16]

은오미아는 세 번이나 불가사리를 관찰했다. 평균 반대 규모 +8.5로 [17]타이탄의 평균 밝기와 거의 같으며, 근위축 반대편에서 +7.9에 도달할 수 있다.

소행성(50278) 2000 CZ는12 2002년 3월 4일 은오미아에서 약 0.00037AU(55,000km; 34,000mi)를 통과했다.[18]

소설로

주요 기사: 소설 속의 소행성

참고 항목

참조

  1. ^ 노아 웹스터 (1884) 영어실용사전
  2. ^ "Eunomian". Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. (가입 또는 참여기관 회원가입 필요)
  3. ^ a b c d e JPL 데이터 검색 2021-09-29
  4. ^ a b c d e P. 버나자 외(2021) 최대 주벨트 소행성에 대한 VLT/Sphere 영상 조사: 최종 결과 및 종합. 천문 & 천체물리학 54, A56
  5. ^ a b c d Baer, James; Chesley, Steven R.; Matson, Robert D. (2011). "Astrometric Masses of 26 Asteroids and Observations on Asteroid Porosity". The Astronomical Journal. 141 (5): 143. Bibcode:2011AJ....141..143B. doi:10.1088/0004-6256/141/5/143.
  6. ^ Donald H. Menzel & Jay M. Pasachoff (1983). A Field Guide to the Stars and Planets (2nd ed.). Boston, MA: Houghton Mifflin. pp. 391. ISBN 0-395-34835-8.
  7. ^ Vitagliano, Aldo; Reiner M. Stoss (2006). "New mass determination of (15) Eunomia based on a very close encounter with (50278) 2000CZ12". Astronomy and Astrophysics. 455 (3): L29–L31. Bibcode:2006A&A...455L..29V. doi:10.1051/0004-6361:20065760.
  8. ^ Pitjeva, E. V. (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research. 39 (3): 176–186. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. S2CID 120467483. Archived from the original (PDF) on 31 October 2008. Retrieved 18 November 2008. Eunomia 0.164E−11 solar masses; asteroid belt 15E−11 solar masses → 1.1%.
  9. ^ a b c Nathues, Andreas (2005). "Spectral study of the Eunomia asteroid family". Icarus. 175 (2): 452–463. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.013.
  10. ^ a b Tanga, Paolo (2003). "Asteroid observations with the Hubble Space Telescope FGS". Astronomy & Astrophysics. 401 (2): 733–741. doi:10.1051/0004-6361:20030032.
  11. ^ Reed, Kevin L.; Gaffey, Michael J.; Lebofsky, Larry A. (1997). "Shape and Albedo Variations of Asteroid 15 Eunomia". Icarus. 125 (2): 446. Bibcode:1997Icar..125..446R. doi:10.1006/icar.1996.5627.
  12. ^ Michel, Patrick; Benz, Willy; Richardson, Derek C. (2004). "Catastrophic disruption of pre-shattered parent bodies". Icarus. 168 (2): 420–432. Bibcode:2004Icar..168..420M. doi:10.1016/J.ICARUS.2003.12.011. S2CID 18834098.
  13. ^ Tanga, P.; Cellino, A.; Michel, P.; Zappalà, V.; Paolicchi, P.; Dell'Oro, A. (1999). "On the Size Distribution of Asteroid Families: The Role of Geometry". Icarus. 141 (1): 65–78. Bibcode:1999Icar..141...65T. doi:10.1006/icar.1999.6148.
  14. ^ a b Tanga, P.; Hestroffer, D.; Cellino, A.; Lattanzi, M.; Martino, M. Di; Zappalà, V. (1 April 2003). "Asteroid observations with the Hubble Space Telescope FGS". Astronomy & Astrophysics. 401 (2): 733–741. Bibcode:2003A&A...401..733T. doi:10.1051/0004-6361:20030032. ISSN 0004-6361.
  15. ^ "Perturbing Bodies". Minor Planet Center. Retrieved 18 April 2013.
  16. ^ Šidlichovský, M. (1999), Svoren, J.; Pittich, E. M.; Rickman, H. (eds.), "Resonances and chaos in the asteroid belt", Evolution and source regions of asteroids and comets : proceedings of the 173rd colloquium of the International Astronomical Union, held in Tatranska Lomnica, Slovak Republic, August 24–28, 1998, pp. 297–308, Bibcode:1999esra.conf..297S.
  17. ^ 웨이백머신에 2008-05-11년 보관된 가장 밝은 소행성
  18. ^ "JPL Close-Approach Data: 50278 (2000 CZ12)". 31 May 2013. Retrieved 8 September 2013.
  19. ^ "Simon Says: Film & Photo Blog: Film Review: "Arrival" (2016)". 18 November 2016.
  20. ^ "Arrival (2016)".

외부 링크