Eosa familio
La Eosa familio estas granda familio de la asteroida zono, verŝajne kreita pro asteroida kolizio. La anoj de la familio havas similajn orbitojn. 221 Eoso donis sian nomon al la familio.
En 1918, la japana astronomo Hirayama Kiyotsugu, studento en la Universitato Yale, ekzamenis la movojn de la asteroidon. Farinte grafikaĵon de la asteroidoj laŭ iliaj averagaj rapidoj, klinanguloj kaj discentrecoj, li konstatis ke tiuj astroj ariĝis grupope. En artikolo de 1918, li priskribis tri el tiuj grupoj inter kiuj la Eosa familio, kiu tiam entenis nur 19 anojn. De tiam, la konataj Eosaj familianoj plinombriĝis, atingis la nombron de 289 en 1993[1] kaj nun, ĉirkaŭ 4 400.
Ecoj[redakti | redakti fonton]
La propraj orbitaj elementoj de la Eosaj familianoj estas:
| ap | ep | ip | |
|---|---|---|---|
| min | 2,99 AU | 0,01 | 8° |
| max | 3,03 AU | 0,13 | 12° |
Iliaj orbitoj estas inkludata inter la orbitaj resonancoj 7:3 kaj 9:4 kun Jupitero. La disdono de la grandoj pensigas, ke la familio aĝas je ĉirkaŭ 1 aŭ 2 miliardoj da jaroj[2]
Hirayama Kiyotsugu hipotezis, ke tiu familio formiĝis pro katastrofa kolizio inter "patraj korpoj", tiu hipotezo estas konsentita de la scientistaro, ĉar la anoj de la familio havas similajn spektojn, kun malgrandaj malsimilecoj, rezultanta de diversaj komponiĝoj de la eroj de la patra korpo, parte diferenciginta. Post la disrompo, la rompitaĵoj suferis efikojn de kosma veterdisfalo.
La Eosaj familianoj ŝajnas esti S-tipaj asteroidoj, tamen ili montras malsimilecon kun la S-tipo en la infraruĝoj. Por la Eosa familio estis kreita speciala tipo: la K-tipo. Tiu tipo kongruas al tiu de meteorŝtonoj nomitaj kondritoj de tipo CO3 aŭ CV3. La objektoj kies orbitoj similas tiujn de la Eosaj familianoj, sed ne estas K-tipaj estas regardita kiel entruduloj.
La rotacioj de la asteroidoj de la Eosa familio estas hazarde disdonitaj. Ĉar la asteroidoj iamaniere gardas "memoron" de la rotacio de la patra korpo, tiu hazardiĝo rezultas de postaj kolizioj kun aliaj korpoj. La rotaciperiodo de la patra korpo estus inter 1 kaj 3 tagoj, la ekartoj en la rotaciaj periodoj implicas, ke la aĝo de la familio estas komparinda kun tiu de la Sunsistemo. Numeraj simuladoj de la kolizio, kiu kris la familion pensigas, ke patra korpo de diametro de ĉirkaŭ 240 km, estis alfrapita laŭdirekto ekstera al la ekliptika ebeno, de korpo kies maso estis unu dekono de tiu de la pli granda korpo. La modelo donas aĝon de 1,1 miliardoj da jaroj.
Anoj[redakti | redakti fonton]
Inter la anoj de la Eosa familio estas :
Ĉiuj la rompitaĵoj de la frakasita patra korpo ne restis en la orbita regiono kie situas la Eosa familio. Spektraj studoj montris, ke iuj el tiuj asteroidoj situas en la orbita resonanco 9:4 kun Jupitero. Tiuj "fuĝintoj" aperas relative junaj kompare kun la aliaj familianoj.[3]
Notoj kaj referencoj[redakti | redakti fonton]
- ↑ Physical Studies of Hirayama Families: Recent Results and Future Prospects (invited) (angle)
- ↑ "Yarkovsky footprints in the Eos family" ". Icarus 182 (1): 92–117[rompita ligilo] (angle)
- ↑ Fugitives from the Eos Family: First Spectroscopic Confirmation (Icarus Volumo 145, n°1[rompita ligilo] (angle)