E형 소행성

E-type asteroid
E형 소행성 2867 슈테인스

E형 소행성은 enstatite (MgSiO3) acondrite 표면이 있는 것으로 추정되는 소행성이다. 그들은 Hungaria 소행성이라고 알려진 소행성 띠 안쪽에 많은 양의 소행성을 형성하지만,[1] 소행성 띠가 제대로 들어가면서 급속도로 희귀해진다. 그러나 64 안젤리나와 같이 소행성대 안쪽 가장자리로부터 상당히 멀리 떨어져 있는 것도 있다. 그것들은 분화된 소행성의 매우 줄어든 맨틀에서 유래된 것으로 생각된다.

설명

E형 소행성은 높은 알베도(0.3 이상)를 가지고 있어 보다 일반적인 M형 소행성과 구별된다. 그들의 스펙트럼은 특징 없이 평평하고 불그스름하다. 중심핵이 아닌 더 큰 모체의 가장자리로부터 기원했기 때문에 E형은 모두 작으며, 지름이 50km 이상 되는 것은 3개(44 Nysa, 55 Pandora, 64 Angelina)에 불과하고, 25km 이상은 다른 것이 없다(가장 큰 3개 역시 태양으로부터 멀리 떨어진 c.3AU, c.3 AU, c.3 AU, c. 오브리이트(Aubrite acondrite 운석)는 E형 소행성 3103 Eger와 연관될 수 있기 때문에 E형 소행성에서 나온 것으로 추정된다.[2][3]

이 그룹은 SMASS 분류의 Xe 유형과 관련이 있을 수 있다.

이벨트

주요기사 : E-벨트 소행성

헝가리아 계열의 E형 소행성은 가상의 E-벨트 소행성 집단의 잔해로 생각된다.[4] 대부분의 가상 E-벨트의 분산은 니스 모델에 따라 수행된 시뮬레이션에 따라 태양계의 가스 대기업들의 외부 이동에 의해 야기되었을 수 있으며, 이러한 분산된 E-벨트 소행성들은 후기 중폭격의 영향자였을 수 있다.

탐험

2008년 9월 5일, ESA의 로봇 우주프로브 로제타가 E형 소행성 2867 슈테인을 방문했다.[5] 우주선의 스펙트럼 데이터는 소행성이 주로 엔스타이트(마그네슘이 풍부한 피록신), 포스테라이트(마그네슘이 풍부한 올리빈), 장석 등 철이 부족한 광물로 구성되어 있음을 확인했다.

참고 항목

참조

  1. ^ McSween, Harry Y. (1999). Meteorites and their parent planets. Cambridge, UK: Cambridge University Press. p. 168. ISBN 978-0-521-58751-8.
  2. ^ Zellner, B.; et al. (1977). "The E asteroids and the origin of enstatite achondrites". Geochim. Cosmochim. Acta. 41 (12): 1759–67. Bibcode:1977GeCoA..41.1759Z. doi:10.1016/0016-7037(77)90208-3.
  3. ^ Gaffey, Michael J.; Reed, Kevin L.; Kelley, Michael S. (November 1992). "Relationship of E-type Apollo asteroid 3103 (1982 BB) to the enstatite achondrite meteorites and the Hungaria asteroids". Icarus. 100 (1): 95–109. Bibcode:1992Icar..100...95G. doi:10.1016/0019-1035(92)90021-X.
  4. ^ 후기, 후기 중폭격포 - Bill Botke (SETI Talks) – Youtube.com
  5. ^ H. U. Keller, et all - E-Type Castle (2867) Steins as Imaged by OSIRIS by Board Rosetta - Science 2010년 1월 8일: Vol. 327. No. 5962, 페이지 190 - 193 doi:10.1126/과학.11759