La familia Eos es una familia bastante grande de asteroides del cinturón principal . Todos los asteroides de esta familia se mueven en órbitas similares, lo que indica que esta familia, como la mayoría de las demás familias de asteroides, se formó como resultado de una colisión catastrófica de dos grandes asteroides en los albores de la formación del sistema solar. La familia obtuvo su nombre en honor al asteroide (221) Eos , uno de los asteroides más grandes de esta familia.
En 1918 , cuando el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama estudiaba en la Universidad de Yale, comenzó a estudiar los patrones de movimiento de los asteroides. Después de analizar el movimiento de muchos asteroides, teniendo en cuenta su excentricidad e inclinación de las órbitas, encontró que algunos asteroides se mueven en grupos. En el mismo 1918, describió cinco de esos grupos y, entre ellos, el grupo Eos, que entonces incluía 19 asteroides. Desde entonces, el número de miembros de esta familia ha crecido continuamente, llegando a 289 asteroides en 1993 [1] .
Esta familia a veces se denomina familia Hirayama , en honor al astrónomo japonés K. Hirayama , quien descubrió estas familias, ya que los asteroides de esta familia, así como los asteroides de otras cuatro familias, tienen la misma composición espectral y química y fueron formado como resultado de la destrucción del cuerpo original.
Hasta el momento se han descubierto más de 4400 miembros de esta familia. El límite interior de la familia corre a una distancia de 2,99 AU. e., que corresponde a la resonancia orbital con Júpiter 7/3 , y el exterior a una distancia de 3,03, que corresponde a la resonancia 9/4 .
| una p | ep_ _ | Yo p | |
|---|---|---|---|
| min | 2.99ae _ | 0.01 | 8° |
| máximo | 3.03ae _ | 0.13 | 12° |
La mayoría de los asteroides se encuentran cerca del límite exterior de la familia y solo unos pocos se encuentran en órbitas más cercanas al Sol. La distribución de los asteroides por tamaño indica que la edad de la familia no supera los 1-2 mil millones de años [2] .
Hirayama sugirió que todas estas familias de asteroides se formaron en una colisión con el asteroide padre, a partir del cual se formaron los asteroides de la familia, con otro asteroide grande y, posteriormente, la destrucción de este asteroide en pequeños fragmentos de asteroides separados. Esta explicación sigue siendo muy popular en la comunidad astronómica de hoy [3] . Los estudios de asteroides de la familia Eos mostraron que estos asteroides tienen características espectrales similares, lo que una vez más confirma la exactitud de esta teoría. Además, a juzgar por estos espectros, antes de su destrucción, el asteroide padre podría haber sufrido una fusión parcial y una diferenciación del interior, lo que indica un tamaño bastante grande de este asteroide. Es decir, antes de la descomposición, algunos de los elementos más pesados se acercaron al núcleo, y después de eso, junto con los asteroides ordinarios con una densidad relativamente baja formada a partir de las capas superficiales, también podrían formarse asteroides más densos a partir de la zona cercana al núcleo. Pero un estudio más preciso de estos asteroides es difícil, ya que durante los miles de millones de años de su existencia estuvieron sujetos a procesos de meteorización cósmica [4] .
Estudios espectroscópicos muestran que los asteroides de esta familia pertenecen a asteroides de la clase espectral S. Sin embargo, los estudios de Eos y algunos otros asteroides de la familia en el espectro infrarrojo mostraron ciertas diferencias en la composición de los asteroides de la clase S. Como resultado, algunos asteroides de la familia fueron asignados a la clase de asteroides K [2] . A juzgar por los meteoritos encontrados en la Tierra , estos asteroides pueden estar asociados con condritas del tipo CO3 o CV3, pero no con el tipo OS [5] (ing.) . Los objetos que se mueven en órbitas similares cerca de la familia, pero que no tienen este espectro, no pueden ser miembros de la familia [2] .
Los períodos de rotación de los asteroides individuales a veces son muy diferentes entre sí; esto es el resultado de colisiones mutuas entre ellos. Se supone que los asteroides originalmente tenían que retener cierta "memoria" sobre la velocidad de rotación del cuerpo principal. Según esta suposición, su velocidad de rotación debería haber sido de uno a tres días. Los modelos evolutivos basados en la tasa de rotación de asteroides individuales de la familia dan la estimación más probable de la edad de esta familia en 1.100 millones de años [ (ing.)[6]2]
No todos los fragmentos del asteroide padre permanecieron en esta familia. Los estudios espectroscópicos han demostrado que algunos de ellos se pueden encontrar en una órbita de 9/4 resonante con Júpiter. Estos asteroides son relativamente jóvenes en comparación con otros asteroides de la familia y probablemente se formaron como resultado de colisiones secundarias entre miembros de la familia [7] .
| Nombre | Diámetro | eje mayor | Inclinación orbital | Excentricidad orbital | año de apertura |
|---|---|---|---|---|---|
| (221) Eos | 103,87 kilometros | 3.014 a. mi. | 10.886 ° | 0.105 | 1882 |
| (339) Dorotea | 38,25 kilometros | 3.014 a. mi. | 9.930° | 0.095 | 1892 |
| (450) Brigitte | 33,32 kilometros | 3.014 a. mi. | 10.157° | 0.100 | 1899 |
| (513) Centavo | 50,15 kilometros | 3.016 a. mi. | 9.715° | 0.080 | 1903 |
| (562) Salomé | 30,67 kilometros | 3.020 a. mi. | 11.125° | 0.095 | 1905 |
| (633) Zelima | 34,37 kilometros | 3.018 a. mi. | 10.916° | 0.086 | 1907 |
| (639) Latona | 71,25 kilometros | 3.019 a. mi. | 8.574° | 0.103 | 1907 |
| (651) Anticlea | 33,04 kilometros | 3.024 a. mi. | 10.770° | 0.098 | 1907 |
| (653) Berenice | 39,22 kilometros | 3.013 a. mi. | 11.287° | 0.044 | 1907 |
| (661) Clelia | 48,05 kilometros | 3.023 a. mi. | 9.252° | 0.033 | 1908 |
| (669) Chipre | 31,75 kilometros | 3.012 a. mi. | 10.782° | 0.081 | 1908 |
| (742) Edison | 45,60 kilometros | 3.013 a. mi. | 11.211° | 0.120 | 1913 |
| (807) Ceraskia | 26,24 kilometros | 3.016 a. mi. | 11.305° | 0.067 | 1915 |
| (876) Scott | 21,88 kilometros | 3.012 a. mi. | 11.331° | 0.109 | 1917 |
| (890) Waltraut [8] | 27,33 kilometros | 3.025 a. mi. | 10.874° | 0.057 | 1918 |