이오스 패밀리

Eos family

Eos 제품군(adj) 어안 /iːˈoʊn/;; FIN: 606)은 소행성 띠의 바깥쪽 지역에 위치한 매우 큰 소행성 계열이다.K형 소행성 집단은 고대 재앙적 충돌의 결과로 형성된 것으로 추정된다.이 가족의 모체는 소행성 221 Eos이다.

설명

1918년, 일본 천문학자 히라야마 기요츠구가 예일대학에 유학하고 있을 때, 소행성의 움직임을 조사하기 시작했다.그는 소행성 궤도의 평균 운동, 편심, 기울기를 계획함으로써, 그 물체들 중 일부가 무리를 이룬다는 것을 발견했다.1918년 논문에서 그는 19명의 회원을 가진 이오스 가문을 포함한 3개의 그룹을 묘사했다.그 이후 이오스 계열의 회원은 계속 증가하여 1993년에는 289명에 이르렀다.[1]

현재 이오스 계열의 알려진 구성원은 약 4,400명이다.가족의 내부 궤도는 AU 2.96에서 목성과 7/3 평균 운동 공명에 의해 분류된다.궤도 범위는 또한 3.03 AU에서 목성과 9/4 평균 운동 공명을 포함한다. 가족 구성원 대부분은 후자의 궤도 거리 내에 있다.소행성 크기의 분포는 그 가족이 약 10억에서 20억년 정도 되었음을 시사한다.[2]

히라야마는 이러한 소행성 집단이 모체와의 치명적인 충돌에 의해 형성되었다는 가설을 세웠다.이 해석은 오늘날에도 천문학계에서 여전히 받아들여지고 있다.[3]이오스 계열의 관측을 보면 비슷한 분광형 서명이 있다.스펙트럼의 변화는 모체의 부분적 분화에 따른 구성적 변화로 해석된다.즉, 해체되기 전에 모체는 부분적으로 중심부를 향해 이동하는 밀도가 높은 물질들로 분리되었다.헤어진 이후 가족들은 우주 풍화를 겪었다.[4]

이오스 계열의 소행성은 S형 소행성 범주와 닮았다.그러나 적외선 속에 있는 이오스와 다른 가족 구성원들을 검사해 보면 S형과는 다소 차이가 있다.이에 따라 이오스 계열에는 K형 소행성이라는 자체 범주가 부여됐다.[2]지구에서 수집된 운석의 관점에서, 이 범주는 OC 유형 대신 CO3 또는 CV3 콘드라이트와 관련될 수 있다.[5]이오스 계열과 비슷한 궤도를 공유하지만 이 스펙트럼이 없는 객체는 무작위 인터로퍼로 가정한다.[2]

이오스 계열 소행성의 회전율은 무작위로 분포한다.이러한 무작위화는 이후 다른 신체와의 충돌에서 비롯되었으며, 이는 소행성이 모체의 회전율에 대한 어떤 "기억"을 간직하고 있음을 암시한다.따라서 원래의 물체는 약 1-3일의 회전율을 가지고 있었다.이오스 계열의 회전율에서 이러한 확산의 진화모델은 이 집단이 태양계 시대와 비교해도 손색이 없을 수 있음을 암시한다.[6]이오스 가족을 만든 충돌에 대한 수치 시뮬레이션은 작은 몸체가 부모의 10분의 1 정도였고 황색면 바깥 방향에서 부딪혔다는 것을 시사한다.모체는 지름이 240km로 추정되었다.가장 적합한 모델은 11억 살의 가족 나이를 의미한다.[2]

Members of the Eos family include the asteroids 221 Eos, 339 Dorothea, 450 Brigitta, 513 Centesima, 562 Salome, 633 Zelima, 639 Latona, 651 Antikleia, 653 Berenike, 661 Cloelia, 669 Kypria, 742 Edisona, 798 Ruth, 807 Ceraskia, 876 Scott and 890 Waltraut.[7]원래 모체의 모든 파편이 이오스 가족이 점령한 궤도 구역에 남아 있는 것은 아니다.분광 분석 결과 이들 소행성 중 일부는 현재 목성과 9:4 평균 운동 공진 내에 위치해 있는 것으로 나타났다.이 도망자들은 다른 가족들에 비해 상대적으로 젊어 보인다.[8]

참조

  1. ^ Kozai, Y. (November 29 – December 3, 1993). "Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited)". In Kozai, Yoshihide; Binzel, Richard P.; Hirayama, Tomohiro (eds.). 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. pp. 1–6. Bibcode:1994ASPC...63....1K.
  2. ^ a b c d Vokrouhlický, D.; et al. (May 2006). "Yarkovsky footprints in the Eos family". Icarus. 182 (1): 92–117. Bibcode:2006Icar..182...92V. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.011.
  3. ^ Bendjoya, Ph.; Zappalà, V. (2002). "Asteroid Family Identification". In Bottke Jr., W. F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. (eds.). Asteroids III. Tucson: University of Arizona Press. pp. 613–618. Bibcode:2002aste.book..613B.
  4. ^ Doressoundiram, A.; Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; Florczak, M. (January 1998). "EOS Family: A Spectroscopic Study". Icarus. 131 (1): 15–31. Bibcode:1998Icar..131...15D. doi:10.1006/icar.1997.5852.
  5. ^ Jedicke, Robert; et al. (May 2004). "An age–colour relationship for main-belt S-complex asteroids" (PDF). Nature. 429 (6989): 275–7. Bibcode:2004Natur.429..275J. doi:10.1038/nature02578. PMID 15152246. S2CID 4389171. Retrieved 2009-09-18.
  6. ^ Binzel, R. P. (February 1988). "Collisional evolution in the EOS and Koronis asteroid families - Observational and numerical results". Icarus. 73 (2): 303–313. Bibcode:1988Icar...73..303B. doi:10.1016/0019-1035(88)90100-5.
  7. ^ Degewij, J.; Gradie, J.; Zellner, B. (June 1978). "Minor planets and related objects. XXV - UBV photometry of 145 faint asteroids". Astronomical Journal. 83: 643–650. Bibcode:1978AJ.....83..643D. doi:10.1086/112248.
  8. ^ Zappalà, V.; et al. (May 2000). "Fugitives from the Eos Family: First Spectroscopic Confirmation". Icarus. 145 (1): 4–11. Bibcode:2000Icar..145....4Z. doi:10.1006/icar.2000.6349.