Еос астероидтік тобы: құрамы мен қалыптасуы

Кіріспе

Астероид белдеуінің сыртқы бөлігіндегі астероидтар тобы. Эос туысы (adj. Эоан /i://'//ou//@//n/) – астероид белдеуінің сыртқы аймағында орналасқан өте ірі астероидтар тобы. К типіндегі астероидтар тобының ежелгі, құрылымдық бұзылысқа алып келген соқтығыс нәтижесінде пайда болғаны болжамдалады. Бұл топтың негізгі денесі – 221 Эос астероиды.

Сипаттама

1918 жылы жапон астрономы Киёцугу Хираяма Йель университетінде оқып жүргенде астероидтердің қозғалысын зерттеуге кірісті. Астероидтер орбиталарының орташа қозғалысын, эксцентриситетін және еңістігін кестеге түсіру арқылы ол кейбір денелердің топтасқанын анықтады. 1918 жылғы мақаласында ол мұндай үш топты сипаттады, оның ішінде 19 мүшесі бар Эос отбасы да болды. Содан бері Эос отбасы тобының саны артып, 1993 жылы 289-ға жетті. Қазіргі таңда Эос отбасының шамамен 4400 мүшесі белгілі. Отбасының ішкі орбитасы 2,96 а.б. қашықтықтағы Юпитермен 7/3 орташа қозғалыс резонансымен шектеледі. Орбиталық диапазонға сондай-ақ 3,03 а.б. қашықтықтағы Юпитермен 9/4 орташа қозғалыс резонансы да кіреді. Отбасы мүшелерінің көп бөлігі осы орбиталық қашықтықтың ішінде орналасқан. Астероидтердің мөлшерінің таралуы отбасының шамамен 1–2 миллиард жыл екенін көрсетеді. Хираяма бұл астероид отбасыларының ата-ана денесімен болған катастрофалық соқтығысу нәтижесінде пайда болғанын болжады. Бұл түсіндірме бүгінгі күнге дейін астрономия қауымдыстығы тарапынан қабылданып келеді. Эос отбасының байқаулары олардың ұқсас спектроскопиялық сипаттамаларына ие екенін көрсетеді. Спектрлердегі айырмашылықтар ата-ана дененің жартылай дифференциациялануынан туындаған құрамындағы өзгерістер ретінде түсіндіріледі. Яғни, бөлінуге дейін ата-ана денесі тығыз материалдар ядроға қарай қозғалғандықтан жартылай бөлінген. Бөлінуден бері отбасы мүшелері ғарыштық әсерге ұшырады. Эос отбасы астероидтары S типіндегі астероидтарға ұқсас. Дегенмен, Эос пен басқа да отбасы мүшелерін инфрақызыл сәулемен зерттеу S типімен салыстырғанда кейбір айырмашылықтарды көрсетті. Осының нәтижесінде Эос отбасына K типіндегі астероидтар санаты берілді. Эос отбасымен ұқсас орбиталарды бөлісетін, бірақ осындай спектрге ие емес денелер кездейсоқ келгендер деп есептеледі. Эос отбасын құрған соқтығысуды модельдеу нәтижесінде кіші дене ата-анасының массасының оннан бір бөлігіне тең болғаны және эклиптика жазықтығынан тыс бағыттан соққандығы анықталды. Ата-ана дененің диаметрі шамамен 240 км болған. Ең жақсы модель отбасының жасы 1,1 миллиард жылды құрайды. Ата-ана дененің барлық сынықтары Эос отбасы орналасқан орбиталық аймақта қалған жоқ. Спектроскопиялық талдау көрсеткендей, кейбір астероидтер қазір Юпитермен 9:4 орташа қозғалыс резонансында орналасқан. Бұл қашқындар басқа отбасы мүшелерімен салыстырғанда жас көрінеді.

In 1918, while the Japanese astronomer Kiyotsugu Hirayama was studying at Yale University, he began to examine asteroid motions. By plotting the mean motion, eccentricity and inclination of the asteroid orbits, he discovered that some of the objects formed groupings. In a 1918 paper, he described three such groups, including the Eos family with 19 members. Since that time, the number of members in the Eos family grouping has continued to grow, reaching 289 by 1993. Currently there are about 4,400 known members of the Eos family. The inner orbit of the family is bracketed by the 7/3 mean motion resonance with Jupiter at 2.96 AU. The orbital range also includes the 9/4 mean motion resonance with Jupiter at 3.03 AU. Most of the family members lie within the latter orbital distance. The distribution of asteroid sizes suggests that the family is about 1–2 billion years old. Hirayama hypothesized that these asteroid families were formed by a catastrophic collision with a parent body. This interpretation is still accepted today by the astronomy community. Observations of the Eos family show that they have a similar spectroscopic signature. Variation in the spectra is interpreted as compositional variation resulting from the partial differentiation of the parent body. That is, prior to the breakup, the parent body was partly segregated with denser materials moving toward the core. Since the breakup, the family members have undergone space weathering. Asteroids in the Eos family resemble the S type asteroid category. However, examination of Eos and other family members in the infrared show some differences with the S type. As a result, the Eos family have been given their own category of K type asteroids. Objects that share similar orbits with the Eos family but do not have this spectrum are assumed to be random interlopers. Numerical simulations of the collision that created the Eos family suggest that the smaller body was about a tenth the mass of the parent and struck from a direction out of the ecliptic plane. The parent object had an estimated diameter of 240 km. The best fit model implies a family age of 1.1 billion years. Not all fragments of the original parent body have remained in the orbital zone occupied by the Eos family. Spectroscopic analysis has shown that some of these asteroids are now located in the 9:4 mean motion resonance with Jupiter. These fugitives appear relatively young compared to the other family members.