Eos ailesi - Eos family
Eos ailesi ( adj Eoan. ; FIN : 606 ), çok büyük asteroid ailesi içinde yer alan bir dış bölgesinde asteroid kuşağından . K-tipi asteroitler ailesinin eski bir felaket çarpışması sonucu oluştuğuna inanılıyor. Ailenin ana gövdesi 221 Eos asteroididir .
Açıklama
1918 yılında Japon astronom Kiyotsugu Hirayama , Yale Üniversitesi'nde okurken asteroit hareketlerini incelemeye başladı. Asteroit yörüngelerinin ortalama hareketini, eksantrikliğini ve eğimini çizerek, bazı nesnelerin gruplaşmalar oluşturduğunu keşfetti. 1918 tarihli bir makalesinde, 19 üyeli Eos ailesi de dahil olmak üzere bu tür üç grubu tanımladı. O zamandan beri, Eos aile grubundaki üye sayısı artmaya devam etti ve 1993 yılına kadar 289'a ulaştı.
Şu anda Eos ailesinin bilinen yaklaşık 4.400 üyesi var. Ailenin iç yörüngesi, 2.96 AU'da Jüpiter ile 7/3 ortalama hareket rezonansı ile parantez içine alınır. Yörünge aralığı ayrıca 3,03 AU'da Jüpiter ile 9/4 ortalama hareket rezonansını da içerir. Aile üyelerinin çoğu ikinci yörünge mesafesi içindedir. Asteroit boyutlarının dağılımı, ailenin yaklaşık 1-2 milyar yaşında olduğunu gösteriyor.
Kiyotsugu Hirayama, bu asteroit ailelerinin bir ebeveyn bedeniyle feci bir çarpışma sonucu oluştuğunu varsaymıştı. Bu yorum bugün hala astronomi topluluğu tarafından kabul edilmektedir. Eos ailesinin gözlemleri, benzer bir spektroskopik imzaya sahip olduklarını göstermektedir. Spektrumdaki varyasyon, ana gövdenin kısmi farklılaşmasından kaynaklanan kompozisyon varyasyonu olarak yorumlanır. Yani, parçalanmadan önce ana gövde, çekirdeğe doğru hareket eden daha yoğun malzemelerle kısmen ayrılmıştı. Ayrılıktan bu yana, aile üyeleri uzayda ayrışmaya maruz kaldı .
Eos ailesindeki asteroitler , S tipi asteroit kategorisine benzer . Bununla birlikte, Eos ve diğer aile üyelerinin kızılötesinde incelenmesi , S-tipi ile bazı farklılıklar göstermektedir. Sonuç olarak, Eos ailesine kendi K-tipi asteroitler kategorisi verildi. Yeryüzünde toplanan meteorlar açısından bu kategori, OC tipi yerine CO3 veya CV3 kondritleri ile ilgili olabilir. Eos ailesi ile benzer yörüngeleri paylaşan ancak bu spektruma sahip olmayan nesnelerin rastgele araya girenler olduğu varsayılır.
Eos ailesi asteroitlerinin dönüş hızları rastgele dağılmıştır. Bu rastgeleleştirme, diğer cisimlerle müteakip çarpışmalardan kaynaklandı, bu da asteroitlerin ana cismin dönüş hızının bir miktar "hafızasını" koruduğunu ima etti. Böylece orijinal nesnenin yaklaşık 1–3 günlük bir dönüş hızı vardı. Eos ailesinin dönme hızındaki bu yayılmanın evrimsel modelleri, bu grubun Güneş Sistemi'nin yaşıyla karşılaştırılabilir olabileceğini ima ediyor . Eos ailesini yaratan çarpışmanın sayısal simülasyonları, daha küçük gövdenin ebeveynin kütlesinin yaklaşık onda biri olduğunu ve ekliptik düzlemin dışındaki bir yönden çarptığını gösteriyor. Ana nesnenin tahmini çapı 240 km idi. En uygun model, 1,1 milyar yıllık bir aile yaşı anlamına gelir.
Eos üyeleri aile asteroitler dahil 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 ve 890 Waltraut . Orijinal ebeveyn vücudunun tüm parçaları, Eos ailesi tarafından işgal edilen yörünge bölgesinde kalmamıştır. Spektroskopik analiz, bu asteroitlerin bazılarının şimdi Jüpiter ile 9:4 ortalama hareket rezonansında yer aldığını göstermiştir . Bu kaçaklar, diğer aile üyelerine kıyasla nispeten genç görünüyorlar.