La familia Eunomia o Eunomia ( FIN : 502 ) es una gran familia de asteroides de tipo S que lleva el nombre del asteroide 15 Eunomia . Es la familia más prominente en el cinturón de asteroides intermedio y la sexta familia más grande con casi seis mil miembros conocidos, o aproximadamente el 1.4% de todos los asteroides en el cinturón de asteroides . [1] [2] : 23
Caracteristicas
Con mucho, el miembro más grande es 15 Eunomia , el más grande de todos los asteroides "pedregosos" de tipo S. Tiene unos 300 km de ancho a lo largo de su eje más largo, tiene un radio medio de 250 km y se encuentra cerca del baricentro de la familia. Se ha estimado que la eunomia contiene alrededor del 70-75% de la materia del cuerpo original original. Este tenía un diámetro medio de unos 280 km y fue interrumpido por el impacto catastrófico que creó la familia. [3] Es probable que el cuerpo parental estuviera al menos parcialmente diferenciado , porque la superficie de Eunomia y los espectros de los miembros más pequeños de la familia muestran alguna variación. [4] [5] [6] A pesar de esto, otros estudios han indicado que el cuerpo que fue definitivamente destrozado por el impacto que creó la familia probablemente ya estaba algo fragmentado por pequeñas colisiones anteriores. [7] El impactador era probablemente un asteroide más pequeño, pero aún muy sustancial, de 50 km de diámetro (más o menos) que golpeó a una velocidad de unos 22.000 km / h. [8]
Los otros asteroides eunomianos se distribuyen con bastante regularidad en el espacio orbital alrededor de Eunomia. El siguiente miembro más grande identificado por el análisis [9] fue 258 Tyche de 65 km de diámetro. Sin embargo, su órbita se encuentra en el margen mismo de lo que se puede considerar la región familiar, y bien puede ser un intruso. Los miembros más grandes de la familia clara tienen unos 30 km de diámetro, con varios asteroides en este rango de tamaño.
Los estudios espectroscópicos han demostrado que los miembros de la familia abarcan una gama notable de composiciones, aunque todos permanecen dentro de la clase S espectral . Como tales, tienen una composición superficial generalmente pedregosa (en lugar de helada) que incluye silicatos y algo de níquel - hierro , y son bastante brillantes para su tamaño.
La familia contiene un número relativamente grande de objetos pequeños. Dado que la mayoría de estos objetos más pequeños se "erosionan" con el tiempo debido a colisiones secundarias, perturbaciones gravitacionales y el efecto Yarkovsky , esto indica que la familia Eunomia se creó relativamente recientemente (en una escala de tiempo astronómica). [8] [10]
La nave espacial Cassini-Huygens voló por 2685 Masursky , un pequeño miembro de la familia, en 2000. Sin embargo, la distancia de encuentro de aproximadamente un millón de kilómetros era demasiado grande para resolver las características de la superficie.
Ubicación y tamaño
La familia Eunomia se ubica entre las resonancias 3: 1 y 8: 3 con Júpiter , con inclinaciones relativamente altas.
Un análisis numérico de HCM de Zappalà, et al. [9] determinó un gran grupo de miembros de la familia 'núcleo', cuyos elementos orbitales propios se encuentran en los rangos aproximados
una p | e p | yo p | |
---|---|---|---|
min | 2,54 AU | 0,121 | 11,6 ° |
max | 2,72 AU | 0,180 | 14,8 ° |
En la época actual , la gama de elementos orbitales osculantes de estos miembros centrales es
a | mi | I | |
---|---|---|---|
min | 2,53 AU | 0,078 | 11,1 ° |
max | 2,72 AU | 0,218 | 15,8 ° |
El análisis de Zappalà 1995 encontró 439 miembros centrales, mientras que una búsqueda de una base de datos de elementos apropiada reciente [11] para 96944 planetas menores en 2005 arrojó 4649 objetos que se encuentran dentro de la región de forma rectangular definida por la primera tabla anterior. Para 2014, Nesvorný identificó un total de 5.670, o aproximadamente el 1,4% de todos los asteroides, utilizando el método de agrupamiento jerárquico . [1] [2] : 23
Intrusos
Se han identificado varios intrusos que comparten los mismos elementos orbitales que los verdaderos miembros de la familia, pero que no pueden provenir de la misma ruptura debido a diferencias espectrales (por lo tanto, de composición). Los siguientes han sido identificados en un estudio espectral: 85 Io , 141 Lumen , 546 Herodias . [5] [12] : 646
Referencias
- ^ a b "Hurón de datos de cuerpos pequeños" . Familias de asteroides Nesvorny HCM V3.0 . Consultado el 27 de octubre de 2017 .
- ^ a b Nesvorný, D .; Broz, M .; Carruba, V. (diciembre de 2014). Identificación y propiedades dinámicas de familias de asteroides . Asteroides IV . págs. 297–321. arXiv : 1502.01628 . Código bibliográfico : 2015aste.book..297N . doi : 10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch016 . ISBN 9780816532131.
- ^ Tanga, P .; Cellino, Alberto; Michel, Patrick; Zappalà, Vincenzo; Paolicchi, P .; Dell'Oro, A. (1999). "Sobre la distribución del tamaño de las familias de asteroides: el papel de la geometría". Ícaro . 141 (1): 65. Código Bibliográfico : 1999Icar..141 ... 65T . doi : 10.1006 / icar.1999.6148 .[ enlace muerto ]
- ^ Reed, KL; Gaffey, MJ; Lebofsky, LA (1997). "Variaciones de forma y albedo del asteroide 15 Eunomia". Ícaro . 125 (2): 446. Código Bibliográfico : 1997Icar..125..446R . doi : 10.1006 / icar.1996.5627 .[ enlace muerto ]
- ^ a b Lázaro, D .; Mothé-Diniz, T .; Carvano, JM; Angeli, CA; Betzler, AS; Florczak, M .; Cellino, Alberto; Di Martino, M .; Doressoundiram, A .; Barucci, MA; Dotto, E .; Bendjoya, Philippe (1999). "La familia Eunomia: una encuesta espectroscópica visible". Ícaro . 142 (2): 445. Código Bibliográfico : 1999Icar..142..445L . doi : 10.1006 / icar.1999.6213 .
- ^ Nathues, A .; Mottola, S .; Kaasalainen, M .; Neukum, G. (2005). "Estudio espectral de la familia de asteroides Eunomia; I. Eunomia". Ícaro . 175 (2): 452. Bibcode : 2005Icar..175..452N . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.12.013 .[ enlace muerto ]
- ^ Michel, Patrick; Benz, W .; Richardson, DC (2004). "Disrupción catastrófica de los cuerpos de los padres predestruidos". Ícaro . 168 (2): 420. Código Bibliográfico : 2004Icar..168..420M . doi : 10.1016 / j.icarus.2003.12.011 .[ enlace muerto ]
- ^ a b Michel, Patrick; Benz, W .; Tanga, P .; Richardson, DC (2001). "Reacumulación gravitacional y colisión: formación de satélites y familias de asteroides". Ciencia . 294 (5547): 1696–700. Código Bibliográfico : 2001Sci ... 294.1696M . doi : 10.1126 / science.1065189 . PMID 11721050 . S2CID 6470148 .
- ^ a b Zappalà, Vincenzo ; Bendjoya, Philippe; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo ; Froeschlé, Claude (agosto de 1995). "Familias de asteroides: búsqueda de una muestra de 12.487 asteroides utilizando dos técnicas de agrupación diferentes". Ícaro . 116 (2): 291–314. Código bibliográfico : 1995Icar..116..291Z . doi : 10.1006 / icar.1995.1127 .
- ^ Michel, Patrick; Tanga, P .; Benz, W .; Richardson, DC (2002). "Formación de familias de asteroides por disrupción catastrófica: simulaciones con fragmentación y reacumulación gravitacional". Ícaro . 160 (1): 10. Bibcode : 2002Icar..160 ... 10M . doi : 10.1006 / icar.2002.6948 .[ enlace muerto ]
- ^ "Elementos propios de 96944 planetas menores numerados" . Sitio de AstDys . Archivado desde el original el 20 de febrero de 2006 . Consultado el 9 de mayo de 2006 .
- ^ Cellino, A .; Autobús, SJ; Doressoundiram, A .; Lazzaro, D. (marzo de 2002). "Propiedades espectroscópicas de familias de asteroides" (PDF) . Asteroides III : 633–643. Código bibliográfico : 2002aste.book..633C . Consultado el 27 de octubre de 2017 .