Մեսալիայի ընտանիք
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:
Բովանդակություն |
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]
- Աստերոիդների ընտանիքներ
- Երկրին մոտեցող աստերոիդներ
- Տրոյացի աստերոիդներ
- Դամոկլոիդներ
- Կենտավրոսներ
- Ապոլոնի աստերոիդներ
- Ամուրի աստերոիդներ
- Ատենի աստերոիդներ
Ծանոթագրություններ [խմբագրել]
- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Դ. Վոկրուլիկ և ընկ. (2006). «Աստերոիդների ընտանիքների Յարկովսկու/YORP ժամանակագրությունը». Իկարուս 182: 118.
- ↑ 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.
- ↑ «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։
|
|||||||||||||||||
