TR | UK | KK | BE | EN |

Семейство Эос

семейство эос сердца, семейство эос коллектор
Семейство Эос — является довольно крупным семейством астероидов главного пояса Все астероиды этого семейства движутся по сходным орбитам, это свидетельствует о том, что данное семейство, как, вероятно, и большинство других астероидных семейств, образовалось в результате катастрофического столкновения двух крупных астероидов на заре формирования Солнечной системы Семейство получило своё название в честь астероида 221 Эос, одного из самых крупных астероидов данного семейства

Содержание

  • 1 Открытие
  • 2 Орбиты
  • 3 Образование
  • 4 Крупнейшие астероиды этого семейства
  • 5 См также
  • 6 Примечания

Открытиеправить

В 1918 году, когда японский астроном Киёцугу Хираяма учился в Йельском университете он начал изучать закономерности движения астероидов Проведя анализ движения множества астероидов, с учётом их эксцентриситета и наклонения орбит, он обнаружил, что некоторые астероиды движутся группами В том же 1918 году он описал пять таких групп и, среди них, группу Эос, в которую тогда входило 19 астероидов С тех пор количество членов этого семейства непрерывно росло, достигнув в 1993 году 289 астероидов1

Это семейство иногда называют семейством Хираямы, в честь японского астронома К Хираямы открывшего эти семейства, так как астероиды этого семейства, также как и астероиды ещё четырёх других семейств, имеют одинаковый спектральный и химический состав и образовались в результате разрушения родительского тела

Орбитыправить

В настоящее время обнаружено более 4400 членов данного семейства Внутренняя граница семейства проходит на расстоянии 2,99 а е, что соответствует орбитальному резонансу с Юпитером 7/3, а внешняя на расстоянии 3,03, что соответствует резонансу 9/4

ap ep ip
min 2,99 a e 0,01 8 °
max 3,03 a e 0,13 12 °

Большинство астероидов находятся вблизи внешней границы семейства и лишь некоторые встречаются на более близких к Солнцу орбитах Распределение астероидов по размеру указывает на то, что возраст семейства составляет не более 1-2 млрд лет2

Образованиеправить

Хираяма предположил, что все эти семейства астероидов образовались при столкновении с родительским астероидом, из которого образовались астероиды семейства, с другим крупным астероидом и, последующего, разрушения этого астероида на отдельные небольшие астероиды-фрагменты Такое объяснение и сегодня весьма популярно в астрономическом сообществе3 Исследования астероидов семейства Эос показало, что эти астероиды имеют близкие спектральные характеристики, что лишний раз подтверждает правоту данной теории К тому же, судя по этим спектрам, до своего разрушения родительский астероид мог претерпеть частичное расплавление и дифференциацию недр, что свидетельствует о довольно большом размере этого астероида То есть до распада часть более тяжёлых элементов переместилась ближе к ядру, а после наряду с обычными астероидами со сравнительно малой плотностью, образовавшимися из поверхностных слоёв, из близкой к ядру зоны могли образоваться и более плотные астероиды Но более точное изучение этих астероидов затруднительно, так на протяжении млрд лет своего существование они подвергались процессам космического выветривания4

Спектроскопические исследования, показывают, что астероиды этого семейства принадлежат к астероидам спектрального класса S Однако, исследования Эос и некоторых других астероидов семейства в инфракрасном спектре показали определённые различия в составе астероидов класса S В результате некоторые астероиды семейства были отнесены к классу астероидов K2 Если судить по найденным на Земле метеоритам, то эти астероиды могут быть связаны с хондритами типа CO3 или CV3, но не с ОС типом5 англ Объекты, движущиеся по схожим орбитам вблизи семейства, но не имеющие данного спектра, не могут являться членами семейства2

Периоды вращения отдельных астероидов порой сильно отличаются друг от друга — это результат взаимных столкновений между ними Предполагается, что астероиды первоначально должны были сохранить определённую «память» о скорости вращения родительского тела Исходя из этого предположения его скорость вращения должна была составлять от одного до трёх суток Эволюционные модели, основанные на скорости вращения отдельных астероидов семейства дают наиболее вероятную оценку возраста данного семейства в 1,1 млрд лет26 англ Численное моделирование позволило предположить вероятную схему этого столкновения: астероид массой в 1/10 массы родительского астероида, диаметр которого составлял около 240 км, столкнулся с ним, двигаясь в плоскости эклиптики

Не все фрагменты родительского астероида остались в данном семействе Спектроскопические исследования показали, что некоторых из них можно встретить на резонансной с Юпитером орбите 9/4 Эти астероиды являются относительно молодыми по сравнению с другими астероидами семейства и, вероятно, образовались в результате вторичных столкновений между членами семейства7

Крупнейшие астероиды этого семействаправить

Имя Диаметр Большая полуось Наклонение орбиты Эксцентриситет орбиты Год открытия
221 Эос 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 Бригитта 33,32 км 3,014 а е 10,157 ° 0,100 1899
513 Центезима 50,15 км 3,016 а е 9,715 ° 0,080 1903
562 Саломея 30,67 км 3,020 а е 11,125 ° 0,095 1905
633 Зелима 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 Береника 39,22 км 3,013 а е 11,287 ° 0,044 1907
661 Клелия 48,05 км 3,023 а е 9,252 ° 0,033 1908
669 Киприя 31,75 км 3,012 а е 10,782 ° 0,081 1908
742 Эдисона 45,60 км 3,013 а е 11,211 ° 0,120 1913
807 Цераския 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 Вальтраут8 27,33 км 3,025 а е 10,874 ° 0,057 1918

См такжеправить

  • Семейство астероидов
  • Астероиды, сближающиеся с Землёй
  • Троянские астероиды
  • Дамоклоиды
  • Кентавры
  • Аполлоны
  • Амуры
  • Атоны

Примечанияправить

  1. Kozai, Y November 29–December 3, 1993 "Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids invited" Seventy-five 75 years of Hirayama asteroid families: The role of collisions in the solar system history: 1–6 
  2. 1 2 3 4 Vokrouhlický, D; et al 2006 «Yarkovsky footprints in the Eos family» Icarus 182 1: 92–117 DOI:101016/jicarus200512011
  3. Bendjoya, Ph; В Цаппала Asteroid Family Identification — Tucson: University of Arizona Press — P 613–618
  4. Doressoundiram, A; Barucci, M A; Fulchignoni, M; Florczak, M 1998 «EOS Family: A Spectroscopic Study» Icarus 131 1: 15–31 DOI:101006/icar19975852
  5. Jedicke, Robert; et al 2004 «An age–colour relationship for main-belt S-complex asteroids» Nature 429 6989: 275–7 DOI:101038/nature02578 PMID 15152246 Проверено 2009-09-18
  6. Binzel, R P 1988 «Эволюция семейств астероидов Эос и Корониды, наблюдения и расчёты» Icarus 73: 303–313 DOI:101016/0019-10358890100-5
  7. В Цаппала; и др 2000 «Fugitives from the Eos Family: First Spectroscopic Confirmation» Icarus 145: 4–11 DOI:101006/icar20006349
  8. 1978 «Minor planets and related objects XXV - UBV photometry of 145 faint asteroids» Astronomical Journal 83: 643–650 DOI:101086/112248

семейство эос вгуэс, семейство эос коллектор, семейство эос мгоу, семейство эос сердца


Семейство Эос Информацию О

Семейство Эос


  • user icon

    Семейство Эос beatiful post thanks!

    29.10.2014


Семейство Эос
Семейство Эос
Семейство Эос Вы просматриваете субъект
Семейство Эос что, Семейство Эос кто, Семейство Эос описание

There are excerpts from wikipedia on this article and video

Случайные Статьи

Бичуков, Анатолий Андреевич

Бичуков, Анатолий Андреевич

24 мая 1934(1934-05-24) (81 год) Место рождения: Донецк, УССР, СССР Гражданство: СССР С...
Легари, Фарук

Легари, Фарук

Сардар Фарук Ахмад-хан Легари (29 мая 1940(19400529), Choti Zareen, Пенджаб — 20 октября 2...
Михримах Султан

Михримах Султан

Состояниеотпатрулирована Перейти к: навигация, поиск В Викип...
Жастар

Жастар

Жастар (каз. Жастар) — село в Ескельдинском районе Алматинской области Казахстана. Входит в состав А...