Семейство астероидов Эос во внешнем поясе астероидов

Введение

Семейство астероидов во внешнем поясе астероидов.
Семейство Эос (прил. Eoan /i://'//ou//@//n/; ) — очень крупное семейство астероидов, расположенное во внешней части пояса астероидов. Считается, что это семейство астероидов типа K образовалось в результате древнего катастрофического столкновения. Родителем этого семейства является астероид 221 Эос.

Описание

В 1918 году, когда японский астроном Киоцугу Хираима учился в Йельском университете, он начал изучать движение астероидов. Определив среднее движение, эксцентриситет и наклонение орбит астероидов, он обнаружил, что некоторые из объектов формируют группы. В статье 1918 года он описал три такие группы, включая семейство Эос, насчитывающее 19 членов. С тех пор число членов семейства Эос продолжало расти, достигнув 289 к 1993 году. В настоящее время известно около 4400 членов семейства Эос. Внутренняя граница орбиты семейства определяется 7/3 средним орбитальным резонансом с Юпитером на расстоянии 2,96 а.е. Орбитальный диапазон также включает 9/4 средний орбитальный резонанс с Юпитером на расстоянии 3,03 а.е. Большинство членов семейства находятся в пределах последнего орбитального расстояния. Распределение размеров астероидов позволяет предположить, что возраст семейства составляет около 1–2 миллиардов лет. Хираима высказал гипотезу о том, что такие семейства астероидов образовались в результате катастрофического столкновения с родительским телом. Эта интерпретация до сих пор принимается астрономическим сообществом. Наблюдения за семейством Эос показывают, что они имеют схожие спектроскопические характеристики. Изменения в спектрах интерпретируются как изменения в составе, вызванные частичной дифференциацией родительского тела. То есть, до разрушения родительское тело было частично разделено на слои, с более плотными материалами, перемещающимися к ядру. После разрушения члены семейства подверглись космическому выветриванию. Астероиды семейства Эос похожи на астероиды типа S. Однако, изучение Эоса и других членов семейства в инфракрасном диапазоне выявило некоторые различия с астероидами типа S. В результате, семейству Эос была присвоена собственная категория астероидов типа K. Объекты, имеющие схожие орбиты с семейством Эос, но не обладающие таким же спектром, считаются случайными захватчиками. Численное моделирование столкновения, в результате которого образовалось семейство Эос, показывает, что меньшее тело составляло примерно десятую часть массы родительского тела и ударилось под углом к плоскости эклиптики. Диаметр родительского тела оценивается в 240 км. Наиболее подходящая модель предполагает возраст семейства в 1,1 миллиарда лет. Не все фрагменты исходного родительского тела остались в орбитальной зоне, занимаемой семейством Эос. Спектроскопический анализ показал, что некоторые из этих астероидов теперь находятся в 9:4 среднем орбитальном резонансе с Юпитером. Эти «беглецы» выглядят относительно молодыми по сравнению с другими членами семейства.

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.