Сім'я Евномії

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Сім'я Евномії — це велика сім'я астероїдів у центральній частині головного поясу, яка складається з силікатних астероїдів типу S. До складу цієї сім'ї входить близько 5 % всіх астероїдів головного поясу. Сім'я отримала свою назву на честь астероїда 15 Евномія. Ця сім'я є однією з сімей Хіраями, названих на честь японського астронома Хіраями.

Характеристики сім'ї

[ред. | ред. код]
Розташування та структура сім'ї Евномії

Як і деякі інші сім'ї астероїдів, сім'я Евномії утворилася під час руйнування батьківського астероїда в результаті зіткнення з ним іншого великого астероїда. Астероїд 15 Евномія розташовується поблизу центру мас сім'ї, у ньому зосереджено близько 70—75 % речовини батьківського тіла. Він є найбільшим представником своєї сім'ї, а також найбільшим «кам'яним» астероїдом спектрального класу S серед усіх астероїдів головного поясу. Евномія має сильно витягнуту форму з поперечником вздовж поздовжньої осі 300 км та середнім діаметром 250 км. А середній діаметр батьківського тіла до його руйнування міг становити близько 280 км[1]. Цілком імовірно, що завдяки великим розмірам у батьківському астероїді могла відбутися часткова диференціація надр, оскільки спектри поверхні Евномії та деяких інших сімей астероїдів мають певні відмінності[2][3][4]. При цьому деякі дослідники відзначають, що батьківський астероїд до остаточного руйнування міг пережити ще кілька великих зіткнень[5]. Ймовірною причиною руйнування астероїда міг стати астероїд діаметром близько 50 км, що врізався в батьківський астероїд на швидкості 22 000 км/год[6].

Інші члени сім'ї досить рівномірно розподілені у просторі навколо Евномії. Другий за величиною астероїд 258 Тихея[7] помітно поступається за розмірами Евномії і має лише 65 км у діаметрі, але його приналежність до сім'ї ставиться під питання. Тому зараз точно можна стверджувати, що найбільший астероїд сім'ї після Евномії не перевищує 30 км.

Спектроскопічні дослідження показують, що члени сім'ї помітно розрізняючись за хімічним складом, проте залишаються в рамках спектрального класу S. Вони мають в основному кам'яний (а не крижаний) склад поверхні, включаючи різні силікати, а також такі метали як нікель і залізо і мають досить велике альбедо.

Через пізніші зіткнення, гравітаційні збурення Юпітера або інших великих астероїдів, а також вплив ефекту Ярківського астероїди з часом залишають сім'ю і розсіюються в космічному просторі. При цьому в сім'ї Евномії збереглося чимало невеликих астероїдів, що вказує на порівняно недавнє формування цієї сім'ї[6][8].

У 2000 році апарат «Кассіні — Гюйгенс» пролетів поблизу одного з представників даного сім'ї — астероїда 2685 Мазурський. Однак, відстань у млн км, на якому апарат пролетів повз астероїд, виявилася занадто великою для того, щоб розгледіти щось на поверхні астероїда.

Розташування та розмір

[ред. | ред. код]

Астероїди сім'ї Евномії рухаються в області простору, обмеженої орбітальними резонансами з Юпітером 3:1 та 8:3, з відносно високим нахилом орбіт.

Основний діапазон власних орбітальних елементів астероїдів сім'ї Евномії наведено в наступній таблиці

ap ep ip
min 2,54 а. о. 0,121 11,6°
max 2,72 а. о. 0,180 14,8°

Для даної астрономічної епохи діапазон оскулюючих орбітальних елементів для орбіт основної маси астероїдів наведено в наступній таблиці.

a e i
min 2,53 а. о. 0,078 11,1°
max 2,72 а. о. 0,218 15,8°

Так, за даними статистичного аналізу (Zappala 1995)[7] було виявлено 439 основних членів сім'ї. А в результаті подальших досліджень[9] їхня кількість значно зросла і на 2005 рік становила 4649 астероїдів серед 96 944 астероїдів, відкритих на той період часу, що становить близько 5 % всіх астероїдів головного поясу.

Винятки

[ред. | ред. код]

Під час дослідження даної сім'ї були виявлені астероїди, які рухаються подібними до астероїдів сім'ї орбітами, проте не належать до сім'ї, через невідповідність спектральних характеристик параметрам більшості астероїдів. На основі вивчення спектральних характеристик були виявлені кілька астероїдів, що не входять у дану родину, але рухаються подібними до них орбітам: 85 Іо, 141 Люмен, 546 Геродіада, 657 Гунлед, 1094 Сиберія та 1275 Кімбрія[3].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ P. Tanga, A. Cellino, P. Michel, В. Дзаппала, P. Paolicchi, A. Dell'Oro. On the Size Distribution of Asteroid Families: The Role of Geometry // Icarus : journal. — Elsevier, 1999. — Vol. 141 (5 November). — P. 65. — DOI:10.1006/icar.1999.6148. Архівовано з джерела 28 березня 2020.
  2. ↑ K. L. Reed, M. J. Gaffey, & L. A. Lebofsky. Shape and Albedo Variations of Asteroid 15 Eunomia // Icarus. — Elsevier, 1997. — Vol. 125 (5 November). — P. 446. — DOI:10.1006/icar.1996.5627. Архівовано з джерела 28 березня 2020.
  3. ↑ а б D. Lazzaro, T. Mothй-Diniz, J. M. Carvano, C. A. Angeli, A. S. Betzler, M. Florczak, A. Cellino, M. Di Martino, A. Doressoundiram, M. A. Barucci, E. Dotto, P. Bendjoya. The Eunomia Family: A Visible Spectroscopic Survey // Icarus. — Elsevier, 1999. — Vol. 142 (5 November). — P. 445. — DOI:10.1006/icar.1999.6213. Архівовано з джерела 28 березня 2020.
  4. ↑ A. Nathues, S. Mottola, M. Kaasalainen, G. Neukum. Spectral study of the Eunomia asteroid family; // Icarus. — Elsevier, 2005. — Vol. 175 (5 November). — P. 452. — DOI:10.1016/j.icarus.2004.12.013. Архівовано з джерела 28 березня 2020.
  5. ↑ P. Michel, W. Benz, & D. C. Richardson. Catastrophic disruption of pre-shattered parent bodies // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 168 (5 November). — P. 420. — DOI:10.1016/j.icarus.2003.12.011. Архівовано з джерела 28 березня 2020.
  6. ↑ а б P. Michel, W. Benz, P. Tanga, D. C. Richardson. Collisional and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites // Science : journal. — 2001. — Vol. 294, no. 5547 (5 November). — P. 1696. — DOI:10.1126/science.1065189. — PMID 11721050 .
  7. ↑ а б В. Дзаппала, Ph. Bendjoya[fr], A. Cellino[d], P. Farinella[en] and C. Froeschlé[d]. Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques // Icarus : journal. — Elsevier, 1995. — Vol. 116, no. 2 (8). — P. 291 — 314. — DOI:10.1006/icar.1995.1127. Архівовано з джерела 28 березня 2020.
  8. ↑ P. Michel, P. Tanga, W. Benz, D. C. Richardson. Formation of Asteroid Families by Catastrophic Disruption: Simulations with Fragmentation and Gravitational Reaccumulation // Icarus : journal. — Elsevier, 2002. — Vol. 160 (5 November). — P. 10. — DOI:10.1006/icar.2002.6948.
  9. ↑ Proper elements for 96944 numbered minor planets. AstDys site. Архів оригіналу за 23 грудня 2005. Процитовано 9 травня 2006.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сім%27я_Евномії&oldid=41874901