Մեսալիայի ընտանիք

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից

Մեսալիայի ընտանիք, սիլիկատային S սպեկտրալ դասի աստերոիդների խումբ է, աստերոիդների հիմնական գոտու ներքին մասւոմ, որոնք շարժվում են խավարածրի հանդեպ չափազանց փոքր թեքումով։ Հիմնական գոտու բոլոր հայտնի աստերոիդների մոտ 0,8% մտնում է այս ընտանիքի կազմի մեջ։

Ընտանիքի առանձնահատկությունները[խմբագրել]

Այս ընտանիքը, ինչպես և Վեստայի ընտանիքը, կազմված է (20) Մեսալիա աստերոիդից և բազմաթիվ մանր բեկորներից, որոնք արտանետվել են նրանից մեծ տիեզերական մարմնի հետ բախման արդյունքում։ Մեսալիան, ունենալով մոտ 150 կմ անկյունագծով, հանդիսանում է ընտանիքի ամենամեծ և ամենազանգվածեղ ներկայացուցիչը։ Այն իր մեջ ներառում է ընտանիքի ընդհանուր զանգվածի 99%-ը։ Երկրորդ մեծությամբ աստերոիդն է (7760) 1990 RW3 աստերոիդը որը չի գերազանցում 7 կմ տրամագիծը, նրա և ընտանիքի բոլոր մնացած աստերոիդների ընդհանուր զանգվածը կազմում է ամբողջ ընտանիքի զանգվածի 1%-ը։

Սա չափազանց երիտասարդ ընտանիք է, ըստ գիտնականների գնահատականների այն ձևավորվել է ընդամենը 150 - 200 միլիոն տարի առաջ։ Ինքը ընտանիքը կարծես բաժանված է երկու պտուտականման շրջանների, 2,38 ա. մ. և 2,43 ա. մ. մեծ կիսաառանցքներով, որոնց միջև գտնվում է Մեսալիա աստերոիդը։ Ընդ որում այս երկու շրջաններում աստերոիդների խտությունը ընդհանուր առմամբ ավելի փոքր է քան կենտրոնական գոտում, Մեսալիայի շրջակայքում։ Բացահայտվել է, որ այսպիսի աստերոիդների բաշխումը առաջացել է մեծ կիսաառանցքների դանդաղ դրեյֆի արդյունքում, Յարկովսկու էֆեկտի և YORP-էֆեկտի ազդեցության տակ։ Այս երևույթների մասին մանրամասն տեղեկությունները օգտագործվել են ընտանիքի տարիքի հաշվարկի ժամանակ[1]։

Ընտանիքի մասը, որը շարժվում է 2,42 ա. մ. մեծ կիսաառանցքով ուղեծրերով, գտնվում է ուժեղ 1։2 ուղեծրային ռեզոնանսի մեջ Մարսի հետ, որը նպաստում է այս աստերոիդների դուրս գալուն իրենց ընտանիքի զբաղեցրած ուղեծրերից և ավելի թեքված ուղեծրերի անցնելուն[1]։

Մեսալիայի ընտանիքը, ինչպես նաև Ֆեմիսի ընտանիքը, կարող է լինել աստերոիդների գոտու այս շրջանի միջմոլորակային փոշու ամպւ աղբյուր, որը առաջանում է աստերոիդների երկրորդային բախումներից[1][2]։

Տեղաբաշխումը և չափերը[խմբագրել]

Մեսալիայի ընտանիքը շարժվում է Մարսի հետ ռեզոնանսային ուղեծրերով խավարածրի հարթության նկատմամբ ոչ մեծ թեքումով։

Վիճակագրական վերլուծության արդյունքում, կատարված Վ. Զապալայի խմբի կողմից, որոշվել է այս աստերոիդների ընտանիքի ուղեծրերի էլեմենտների բաշխման մոտավոր միջակայքը`

ap ep ip
min 2,37 ա. մ. 0,143 1,2°
max 2,45 ա. մ. 0,175 1,75°

Ժամանակակից աստղագիտական էպոխայի համար այս աստերոիդների օսկուլացնող ուղեծրերի էլեմանտները բերված են ստորև`

a e i
min 2,37 ա. մ. 0,124 0,4°
max 2,45 ա. մ. 0,211 2,35°

Զապալայի կատարած վերլուծությունը (1995) հայտնաբերեց այս ընտանիքի 42 հիմնական անդամներին, ավելի ուշ կատարված հետազոտությունները (2005)[3] հայտնաբերեցին 96944 դիտարկված մարմինների մեջ 761 այս ընտանիքի մարմին, ինչը կազմում է հիմնական գոտու հայտնի բոլոր աստերոիդների 0,8%-ը։

Բացառություններ[խմբագրել]

Սպեկտրալ վերլուծության արդյունքում գտնվեցին մի քանի աստերոիդներ, որոնք, չնայած պտտվում են Արեգակի շուրջ Մեսալիայի ընտանիքի ուղեծրերով, սկայն չեն կարող համարվել այս ընտանիքի անդամներ, սպեկտրների անհամապատասխանության պատճառով։ Օրինակ կարող են հանդիսանալ (2316) Ջո-Աննը և (2946) Մուչաչոսը, որը չափերով գերազանցում է այս ընտանիքի բոլոր անդամներին, բացառությամբ Մեսալիայի[1]։

Տես նաև[խմբագրել]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 Դ. Վոկրուլիկ և ընկ. (2006). «Աստերոիդների ընտանիքների Յարկովսկու/YORP ժամանակագրությունը». Իկարուս 182: 118. 
  2. Դ. Նեսվորնի և ընկ. (2003). «Արեգակնային համակարգի փոշու ամպերի ծագումնաբանությունը». Աստղաֆիզիկական ամսագիր 591 (1): 486–497. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/374807. 
  3. «96944 համարակալված փոքր մարմինների իրական ուղեծրի էլեմենտները»։ AstDys կայք։ http://hamilton.dm.unipi.it/cgi-bin/astdys/astibo?proper_elements:0;main։ Վերցված է 2006-05-09։