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エオス族（形容詞：Eoan / iː ˈ oʊ ə n / ; FIN ： 606 ）は、小惑星帯の外側に位置する非常に大きな小惑星族である。このK型小惑星族は、太古の壊滅的な衝突の結果として形成されたと考えられている。この族の親天体は小惑星221エオスである。
説明
1918年、日本の天文学者平山清次がイェール大学で学んでいたとき、彼は小惑星の運動を調べ始めました。小惑星の軌道の平均運動、離心率、傾斜角をプロットすることで、彼はいくつかの天体がグループを形成していることを発見しました。1918年の論文で、彼は19個のメンバーを含むEosファミリーを含む3つのグループについて説明しました。それ以来、Eosファミリーグループのメンバーの数は増え続け、1993年には289に達しました。[1]
現在、エオス族には約 4,400 個の小惑星が知られています。この小惑星の内側の軌道は、2.96 AU にある木星との 7/3 平均運動共鳴によって囲まれています。軌道範囲には、3.03 AU にある木星との 9/4 平均運動共鳴も含まれます。この小惑星のほとんどの小惑星は、後者の軌道距離内にあります。小惑星の大きさの分布から、この小惑星族の年齢は約 10 億～ 20 億年であることが示唆されています。[2]
平山は、これらの小惑星族は母天体との壊滅的な衝突によって形成されたという仮説を立てた。この解釈は、今日でも天文学界で受け入れられている。[3]エオス族の観測では、同様の分光学的特徴があることが示されている。スペクトルの変化は、母天体の部分的分化に起因する組成の変化として解釈される。つまり、分裂前には、母天体は部分的に分離し、より密度の高い物質が中心核に向かって移動した。分裂後、この族のメンバーは宇宙風化を受けた。[4]
エオス族の小惑星はS型小惑星のカテゴリーに似ています。しかし、エオスと他のファミリーメンバーを赤外線で調べると、S型とはいくつかの違いが見られます。その結果、エオス族には独自のK型小惑星のカテゴリーが与えられました。[2]地球上で収集された隕石に関して言えば、このカテゴリーはOC型ではなく、CO3またはCV3コンドライトに関連している可能性があります。[5]エオス族と軌道が似ているがこのスペクトルを持たない物体は、ランダムな侵入者と想定されています。[2]
エオス族小惑星の自転速度はランダムに分布している。このランダム化はその後の他の天体との衝突の結果であり、小惑星が親天体の自転速度の「記憶」を保持していることを示唆している。したがって、元の天体の自転速度は約 1 ～ 3 日であった。エオス族の自転速度のこのばらつきの進化モデルは、このグループが太陽系の年齢に匹敵する可能性があることを示唆している。[6]エオス族を形成した衝突の数値シミュレーションは、小さい方の天体が親の約 10 分の 1 の質量で、黄道面外の方向から衝突したことを示唆している。親天体の直径は推定 240 km であった。最も適合するモデルは、この族の年齢が 11 億年であることを示唆している。[2]
エオス族には、221 エオス、339 ドロテア、450 ブリギッタ、513 センテシマ、562 サロメ、633 ゼリマ、639 ラトーナ、651 アンティクレイア、653ベレニケ、 661クロエリア、669 キプリア、742エディソナ、 766モグンティア、798 ルース、 807 チェラスキア、876スコット、890 ヴァルトラウトなどの小惑星が含まれる。[7]エオス族の軌道域には、元の親天体の破片がすべて残っているわけではない。分光分析により、これらの小惑星の一部は現在、木星との平均運動共鳴の9:4 に位置していることがわかった。これらの逃亡小惑星は、他の族の小惑星に比べて比較的若いと思われる。[8]
参考文献
- ^ 香西裕一（1993年11月29日 - 12月3日） 「平山清次と小惑星の家族たち（招待）」。香西では良秀。ビンゼル、リチャード P.平山知宏（編）平山小惑星群の 75 年: 太陽系の歴史における衝突の役割。相模原市の宇宙科学研究所。ページ 1–6。Bibcode :1994ASPC...63....1K。
- ^ abcd Vokrouhlický, D.; et al. (2006年5月). 「Eosファミリーのヤルコフスキーの足跡」. Icarus . 182 (1): 92– 117. Bibcode :2006Icar..182...92V. doi :10.1016/j.icarus.2005.12.011.
- ^ Bendjoya, Ph.; Zappalà, V. (2002). 「小惑星ファミリーの識別」。Bottke Jr., WF; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP (編)。小惑星III。ツーソン: アリゾナ大学出版局。pp. 613– 618。Bibcode :2002aste.book..613B。
- ^ Doressoundiram, A.; Barucci, MA; Fulchignoni, M.; Florczak, M. (1998年1月). 「EOSファミリー：分光学的研究」. Icarus . 131 (1): 15– 31. Bibcode :1998Icar..131...15D. doi :10.1006/icar.1997.5852.
- ^ Jedicke, Robert; et al. (2004年5月). 「メインベルトS複合体小惑星の年齢と色の関係」(PDF) . Nature . 429 (6989): 275– 7. Bibcode :2004Natur.429..275J. doi :10.1038/nature02578. PMID 15152246. S2CID 4389171. 2009年9月18日閲覧。
- ^ Binzel, RP (1988年2月). 「EOSおよびKoronis小惑星族の衝突進化 - 観測および数値結果」. Icarus . 73 (2): 303– 313. Bibcode :1988Icar...73..303B. doi :10.1016/0019-1035(88)90100-5.
- ^ Degewij, J.; Gradie, J.; Zellner, B. (1978 年 6 月)。「小惑星と関連天体。XXV - 145 個のかすかな小惑星の UBV 測光」。天文学ジャーナル。83:643–650。Bibcode : 1978AJ ..... 83..643D。doi : 10.1086 /112248。
- ^ Zappalà, V.; et al. (2000年5月). 「Eosファミリーからの逃亡者：初めての分光学的確認」Icarus . 145 (1): 4– 11. Bibcode :2000Icar..145....4Z. doi :10.1006/icar.2000.6349.