헝가리아 소행성

Hungaria asteroids
"헝가리아 소행성"이 여기로 방향을 바꾼다. 그룹이 그 이름을 딴 명명 소행성은 434 Hungaria를 참조하라.

헝가리아 소행성(Hungaria)은 1.78~2.00 천문단위(AU) 사이의 반주축(타원의 가장 긴 반지름)으로 태양을 공전하는 소행성 띠의[1] 역동적인 소행성 집단이다.[2] 그것들은 태양계에서 가장 안쪽의 밀집된 소행성들로서, 지구 가까이 있는 소행성들은 훨씬 더 희박하며, 그들의 가장 큰 구성원인 434 헝가리아로부터 이름을 따왔다. 헝가리아 집단은 인구를 지배하고 있는 충돌 소행성 집단인 헝가리아 계열(FIN: 003)을 포함한다.[3][4]

설명

소행성은 목성의 궤도로 뻗어 나가 이심률 대 반주축의 모습을 보인다. Hungaria 소행성들은 파란색으로 가장 왼쪽의 밀집된 그룹이다. 소행성대의 중심부에는 붉은색으로 표시되어 있다.
위와 동일하지만, 기울기 대 반주축이 나타난다. 다시 Hungaria 소행성들은 파란색으로 가장 왼쪽의 밀도 높은 그룹이다.

Hungaria 소행성은 일반적으로 다음과 같은 궤도 파라미터를 공유한다.[1][2]

  • 1.78과 2.00AU 사이의 반주축
  • 궤도 주기 약 2.5년
  • 0.18 이하의 낮은 편심률
  • 16° ~ 34°의 기울기
  • 목성 9:2 및 화성 3:2에서의 대략적인 평균 운동 공명

4:1 공명 커크우드 간격(2.06AU)은 헝가리아과의 외측 경계를 표시하고, 화성과의 상호작용이 내측 경계를 결정한다. 비교를 위해 소행성의 대부분은 소행성대의 핵심 영역에 있으며, 소행성대는 4:1 격차(2.06AU)와 2:1 격차(3.27AU) 사이에 있다.

대부분의 Hungarias는 E형 소행성으로, 이것은 그들이 매우 밝은 엔스타이트 표면과 일반적으로 0.30 이상의 알베도를 가지고 있다는 것을 의미한다. 그들의 높은 알베도에도 불구하고, 쌍안경은 너무 작기 때문에 볼 수 없다: 가장 큰 (헝가리아 434)는 크기가 약 11km밖에 되지 않는다. 그러나 그것들은 아마추어 망원경으로 정기적으로 볼 수 있는 가장 작은 소행성이다.[5]

휴가리아 소행성 집단의 기원은 잘 알려져 있다. 2.06AU의 반주축에 놓여 있는 목성과의 4:1 궤도 공진에서, 궤도를 선회하는 어떤 몸체도 극히 편심하고 불안정한 궤도에 강제로 들어가도록 충분히 강하게 동요되어 가장 안쪽의 커크우드 틈새를 만들어낸다. 이 4:1 공명의 내부에는 4:1 커크우드 간격 밖의 소행성과 달리 저경사 궤도의 소행성은 화성의 중력장에 의해 강한 영향을 받는다. 여기서, 목성의 영향 대신에, 태양계의 일생 동안 화성에 의한 동요는, 화성이 훨씬 더 작은 힘을 발휘하는 화성 궤도 비행기에서 충분히 멀리 떨어진 것을 제외하고, 모든 소행성 내부를 4:1 커크우드 간격에 내던져버렸다.[1]

이로 인해 4:1 공명의 내부에 남아 있는 유일한 소행성 농도는 상당히 낮은 편이지만 높은 기울기의 궤도에 놓여 있는 상황을 남겼다. 그러나 태양계 역사에서 현재까지도 일부 헝가리아 소행성들이 화성 궤도를 가로지르며 화성의 영향 때문에 태양계에서 배출되는 과정에 있다(목성의 영향력이 지배적인 소행성대의 "핵심"에 있는 소행성들과 달리).[6]

화성 궤도의 장기적 변화가 현재의 헝가리아 소행성 제거에 결정적인 요인으로 여겨지고 있다. 오늘날 관측되는 극한값과 비슷하거나 조금 더 큰 편심률에서 화성은 헝가리아 소행성을 교란시켜 상승 노드가 화성의 경도에 가까울 때 더욱 편심하고 불안정한 궤도를 형성하게 된다.[7] 이것은 궁극적으로 수백만년에 걸쳐 단명 아모르 소행성과 지구 교차로의 형성을 이끈다.

E-벨트

편심률 대 반주축: 가상의 E-벨트 소행성(녹색 윤곽)의 이전 위치로서, 현재 메인 벨트 소행성(빨간 점)과 Hungaria 소행성(녹색 점)이 있다.
주요기사 : E-벨트 소행성

헝가리아 소행성들은 가상의 E-벨트 소행성 집단의 잔해라고 생각된다.[8] 그 가설의 E-벨트의 대부분은 니스 모델에 따라 수행된 시뮬레이션에 따라 태양계의 거대 행성의 외부 이동에 의해 야기되었을 수 있으며, 이러한 분산된 E-벨트 소행성들은 후기 중폭격포의 영향을 받은 것일 수 있다.

참고 항목

참조

  1. ^ a b c Spratt, Christopher E. (April 1990). "The Hungaria group of minor planets". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 84: 123–131. Bibcode:1990JRASC..84..123S. ISSN 0035-872X. Retrieved 25 August 2018.
  2. ^ a b Warner, Brian D.; Harris, Alan W.; Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Bottke, William F. (November 2009). "Analysis of the Hungaria asteroid population" (PDF). Icarus. 204 (1): 172–182. Bibcode:2009Icar..204..172W. doi:10.1016/j.icarus.2009.06.004. Retrieved 25 August 2018.
  3. ^ Ćuk, Matija; Gladman, Brett J.; Nesvorný, David (2014). "Hungaria asteroid family as the source of aubrite meteorites". Icarus. 239: 154–159. arXiv:1406.0825. Bibcode:2014Icar..239..154C. doi:10.1016/j.icarus.2014.05.048.
  4. ^ Galiazzo, Mattia A.; Bazsó, Ákos; Dvorak, Rudolf (2013). "Fugitives from the Hungaria region: Close encounters and impacts with terrestrial planets". Planetary and Space Science. 84: 5–13. arXiv:1210.1418. Bibcode:2013P&SS...84....5G. doi:10.1016/j.pss.2013.03.017.
  5. ^ 2007-10-08년 웨이백 기계에 보관된 소행성 광선
  6. ^ Milani, Andrea; Knezevic, Zoran; Novakovic, Bojan; Cellino, Alberto (June 2010). "Dynamics of the Hungaria asteroids" (PDF). Icarus. 207 (2): 769–794. Bibcode:2010Icar..207..769M. CiteSeerX 10.1.1.151.6659. doi:10.1016/j.icarus.2009.12.022. Archived from the original (PDF) on 2018-02-22. Retrieved 25 August 2018.
  7. ^ 웨이백 머신에 보관된 지구로부터의 화성 거리 2007-09-07
  8. ^ 후기, 후기 중폭격포 - Bill Botke (SETI Talks) – Youtube.com

외부 링크