Էվնոմիայի ընտանիք

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից

Էվնոմիայի ընտանիք, դա խոշոր սիլիկատային S դասի աստերոիդների խումբ է հիմնական աստերոիդների գոտու կենտրոնական մասում։ Այս ընտանիքի կազմի մեջ են մտնում աստերոիդների հիմնական գոտու բոլոր հայտնի աստերոիդների մոտ 5%։ Ընտանիքը ստացել է իր անվանումը (15) Էվնոմիա աստերոիդի անունից։ Այս ընտանիքը երբեմն անվանում են Խիրայամայի ընտանիք, ի պատիվ ճապոնացի աստղագետ Կիեցուգու Խիրայամայի, ով հայտնաբերել է առաջին հինգ աստերոիդների ընտանիքները, հիմնվելով այն փաստի վրա, որ այս հինգ ընտանիքների աստերոիդները ունեն միանման սպեկտրալ դասեր և ուղեծրի էլեմենտներ։

Ընտանիքի առանձնահատկությունները[խմբագրել]

Էվնոմիայի ընտանիքի դիրքը և կառուցվածքոը

Ինչպես և այլ աստերոիդների ընտանիքները, համարվում է, որ Էվնոմիայի ընտանիքը առաջացել է «ծնող» մարմնի և այլ մեծ աստերոիդի բախման արդյունքում։ (15) Էվնոմիա աստերոիդը տեղաբաշխված է ընտանիքի ծանրության կենտրոնի մոտակայքում, այն կազմում է ծնող մարմնի զանգվածի մոտ 70-75%։ Այս աստերոիդը հանդիսանում իր ընտանիքի խոշորագույն աստերոիդը, ինչպես նաև ամենամեծ S սպեկտրալ դասին պատկանող "քարե" աստերոիդը բոլոր հիմնական գոտու աստերոիդների միջև։ Էոնոմիան ունի ուժեղ ձգված ձև, 300 կմ անկյունագծով երկար մասում և մոտավոր 250 կմ տրամագծով։ Ծնող մարմնի գնահատված տրամագիծը մինչև բախումը կարող էր կազմել մոտ 280 կմ[1]։ Շատ հավանական է, որ իր չափերի շնորհիվ, ծնող աստերոիդում կարող էր սկսված լինել ընդերքի դիֆերենցացումը, քանի որ Էվնոմիայի և որոշ ընտանիքի ներկայացուցիչների մակերևույթի սպեկտրերը ունեն որոշակի տարբերություններ[2][3][4]։ Ընդ որում, որոշ հետազոտողներ նշում են, որ ծնող աստորոիդը մինչև իր վորջին բախումը կարող էր ունենալ ևս մի քանի խոշոր բախումներ[5]։ Այս աստերոիդի տրոհման հավանական պատճառ հանդիսացել է մոտ 50 կմ տրամագծով աստերոիդի հետ բախումը, որը հարվածել է մոտ 22000 կմ/ժ արագությամբ[6]։

Ընտանիքի մնացած անդամները բավականին հավասարաչափ են բաշխված տարածության մեջ Էվնոմիայի շուրջ։ Մեծությամբ երկրորդ աստերոիդը, (258) Տիխեն[7] զգալիորեն զիջում է Էվոնմիային և ունի ընդամենը 65 կմ տրամագծում, սակայն նրա պատկանելությունը ընտանիքին դեռևս չի հաստատվել։ Այդ պատճառով այս պահին ճշգրտորեն կարելի է ասել, որ ընտանիքի ամենախոշոր աստերոիդը Էվնոմիայից հետո չի գերազանցում 30 կմ տրամագիծը։

Սպեկտրոսկոպիկ հետազոտությունները ցույց տվեցին, որ ընտանիքի անդամները զգալիորեն տարբերվելով իրարից քիմիական կառուցվածքով, այնուամենայնիվ մնում են S սպեկտրալ դասի սահմաններում։ Նրանք ունեն հիմնականում մակերևույթի քարե կազմություն, կազմված տարաբնույթ սիլիկատներից, ինչպես նաև այնպիսի մետաղներ ինչպիսիք են նիկելը և երկաթը, և ունեն բավականին բարձր ալբեդո։

Հետագա բախումներ հետևանքով, ինչպես նաև Յուպիտերի ձգողության և Յարկովսկու էֆեկտի ազդեցության պատճառով, ժամանակի ընթացքում փոքր աստերոիդները անխուսափելիորեն լքում են իրենց ուղեծրերը և ցրվում տարածության մեջ։ Այս պարագոյում Էվնոմիայի ընտանիքի կազմում կան համեմատաբար մեծ քանակով փոքր աստերոիդներ, ինչը վկայում է ընտանիքի համեմատաբար ուշ ձևավորման մասին[6][8]։

2000 թվականին Կասսինի-Հյուգենս ԱՄԿ-ն անցել է այս ընտանիքի անդամներից մեկի, (2685) Մազուրսկի աստերոիդի մոտով։ Սակայն, միլիոն կիլոմետր հեռավորությունը աստերոիդից թույլ չտվեց տեսնելու ինչ-որ բան նրա մակերևույթին։

Տեղաբաշխումը և չափերը[խմբագրել]

Էվնոմիայի ընտանիքի աստերոիդները շարժվում են տիեզերքի հատվածում, որը սահմանափակված է 3:1 ուղեծրային ռեզոնանսով Յուպիտերի հետ, համեմատաբար մեծ ուղեծրի թեքումով։ Իրական ուղեծրի էլեմենտների միջակայքը Էվնոմիայի ընտանիքի համար բերված է ստորև՝

ap ep ip
min 2,54 ա. մ. 0,121 11,6 °
max 2,72 ա. մ. 0,180 14,8 °

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

a e i
min 2,53 ա. մ. 0,078 11,1°
max 2,72 ա. մ. 0,218 15,8°

Զապալայի կատարած վերլուծությունը (1995)[7] հայտնաբերեց այս ընտանիքի 439 հիմնական անդամներին։ Իսկ ավելի ուշ կատարված հետազոտությունների արդյունքում[9] նրանց քանակը ավելացել է մինչև 4649 աստերոիդ 96944 ուսումնասիրված աստերոիդների միջև (2005), ինչը կազմում է հիմնական գոտու հայտնի աստերոիդների 5%-ը։

Բացառությունները[խմբագրել]

Սպեկտրալ վերլուծության արդյունքում գտնվեցին մի քանի աստերոիդներ, որոնք, չնայած պտտվում են Արեգակի շուրջ Էվնոմիայի ընտանիքի ուղեծրերով, սկայն չեն կարող համարվել այս ընտանիքի անդամներ, սպեկտրների անհամապատասխանության պատճառով։ Սպեկտրալ առանձնահատկությունների ուսումնասիրման հիման վրա բացառվել են (85) Իո, (141) Լյումեն, (546) Հերոդիաս, (657) Գունլոդ, (1094) Սիբերիա և (1275) Կիմբրիա աստերոիդները[3]։

Տես նաև[խմբագրել]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել]

  1. Պ. Տանգա, Ա. Սելինո, Պ. Միշել, Վ. Զապալա, Պ. Պաոլիչի, Ա. Դել՛Օրո (1999). «Աստերոիդների ընտանիքների չափերի բաշխման մասին. Երկրաչափության դերը». Իկարուս 141: 65. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45GMFC6-20&_coverDate=09%2F30%2F1999&_alid=400155668&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_qd=1&_cdi=6821&_sort=d&view=c&_acct=C000052082&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1234512&md5=18ecd7c78cc4fb118e4348339253f2d2. 
  2. Կ. Լ. Ռիդ, Մ. Ջ. Գեֆֆի, Ա. Լ. Լեբոֆսկի (1997). «15 Էվնոմիա աստերոիդի ձևի և ալբեդոյի տատանումները». Իկարուս 125: 446. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45M919J-18&_coverDate=02%2F28%2F1997&_alid=400150926&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_qd=1&_cdi=6821&_sort=d&view=c&_acct=C000052082&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1234512&md5=29bca187a374a9c5001deffb5e74ca03. 
  3. 3,0 3,1 Դ. Լազարո, Տ. Մոթի-Դինզ, Ջ. Մ. Կարվանո, Կ. Ա. Անջելի, Ա. Ս. Բետցլեր, Մ. Ֆլորսակ, Ա. Սելինո, Մ. Դի Մարտինո, Ա. Դորեսուդիրամ, Մ. Ա. Բարուչի, Ի. Դոտտո, Պ. Բենջոյա (1999). «Էվնոմիայի ընտաիքը. Տեսանելի սպեկտրոսկոպիկ հետազոտությունը». Իկարուս 142: 445. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45GMF6H-B&_coverDate=12%2F31%2F1999&_alid=400151659&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_qd=1&_cdi=6821&_sort=d&view=c&_acct=C000052082&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1234512&md5=7b602fd73ba08670ce6b323bc0460bb6. 
  4. Ա. Նաթեուս, Ս. Մոտոլա, Մ. Կաասալայնեն, Գ. Նիուկում (2005). «Էվնոմիայի աստերոիդների ընտանիքի սպեկտրալ ուսումնասիրությունը». Իկարուս 175: 452. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4FHJG9F-5&_coverDate=06%2F30%2F2005&_alid=400152632&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_qd=1&_cdi=6821&_sort=d&view=c&_acct=C000052082&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1234512&md5=5741c603f3aa2795d08982a15b31da6e. 
  5. Պ. Միշել, Վ. Բենց, Դ. Ս. Ռիչարդսոն (2004). «Ծնող մարինների աղետային բախումները». Իկարուս 168: 420. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4BM8XXD-3&_coverDate=04%2F30%2F2004&_alid=400153268&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_qd=1&_cdi=6821&_sort=d&view=c&_acct=C000052082&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1234512&md5=05ae040dbe5e18f7131fd1e23a539681. 
  6. 6,0 6,1 Պ. Միշել, Վ. Բենց, Պ. Տանգա, Դ. Ս. Ռիչարդսոն (2001). «Բախում և ձգողական վորակազմությունը. Աստերոիդների ընտանիքների և արբանյակների ձևավորումը». Սայենս 294 (5547): 1696. PMID 11721050. 
  7. 7,0 7,1 Վ. Զապալա, Ֆ. Բենջոյա, Ա. Սելինո, Պ. Ֆարինելա, Կ. Ֆրոշլ (Օգոստոս 1995). «Աստերոիդների ընտանիքներ. 12,487 աստերոիդների ընտրանու որոնումները օգտագործելով երկու տարբերակման եղանակներ». Իկարուս 116 (2): 291 – 314. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45NJHPF-3C&_coverDate=08%2F31%2F1995&_alid=267428521&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_qd=1&_cdi=6821&_sort=d&view=c&_acct=C000056973&_version=1&_urlVersion=0&_userid=2337731&md5=6a0ee5be29f8c0489e922cb06868ae45. 
  8. Պ. Միշել, Պ. Տանգա, Վ. Բենց, Դ. Ս. Ռիչարդսոն (2002). «Աստերոիդների ընտանիքների ձևավորումը աղետային բախումների հետևանքով։». Իկարուս 160: 10. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-473VKV2-2&_coverDate=11%2F30%2F2002&_alid=400155045&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_qd=1&_cdi=6821&_sort=d&view=c&_acct=C000052082&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1234512&md5=ed4f98063bf0bd73888fdb42be093078. 
  9. «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։ 

Արտաքին հղումներ[խմբագրել]