Eos-perhe on melko suuri päävyöhykkeen asteroidien perhe . Kaikki tämän perheen asteroidit liikkuvat samanlaisilla kiertoradoilla, mikä osoittaa, että tämä perhe, kuten useimmat muut asteroidiperheet, syntyi kahden suuren asteroidin katastrofaalisen törmäyksen seurauksena aurinkokunnan muodostumisen kynnyksellä. Perhe sai nimensä asteroidin (221) Eos kunniaksi , joka on yksi tämän perheen suurimmista asteroideista.
Vuonna 1918 , kun japanilainen tähtitieteilijä Kiyotsugu Hirayama opiskeli Yalen yliopistossa, hän alkoi tutkia asteroidien liikkeitä. Analysoituaan monien asteroidien liikettä, ottaen huomioon niiden epäkeskeisyyden ja kiertoradan kaltevuuden , hän havaitsi, että jotkut asteroidit liikkuvat ryhmissä. Samassa 1918 hän kuvaili viisi tällaista ryhmää ja niiden joukossa Eos-ryhmän, johon kuului sitten 19 asteroidia. Sittemmin tämän perheen jäsenten määrä on kasvanut jatkuvasti ja vuonna 1993 oli 289 asteroidia [1] .
Tätä perhettä kutsutaan joskus Hirayama-perheeksi japanilaisen tähtitieteilijän K. Hirayaman kunniaksi , joka löysi nämä perheet, koska tämän perheen asteroideilla, kuten myös neljän muun perheen asteroideilla, on sama spektrinen ja kemiallinen koostumus ja ne ovat muodostuu vanhemman kehon tuhoutumisen seurauksena.
Tähän mennessä on löydetty yli 4400 tämän perheen jäsentä. Perheen sisäraja kulkee 2,99 AU:n etäisyydellä. e., joka vastaa kiertoradan resonanssia Jupiterin kanssa 7/3 , ja ulompi etäisyydellä 3,03, mikä vastaa resonanssia 9/4 .
| a p | ep_ _ | i p | |
|---|---|---|---|
| min | 2,99 ae _ | 0,01 | 8° |
| max | 3.03ae _ | 0.13 | 12° |
Useimmat asteroidit sijaitsevat lähellä suvun ulkorajaa, ja vain harvat löytyvät kiertoradoilta lähempänä aurinkoa. Asteroidien koon jakautuminen osoittaa, että perheen ikä on enintään 1-2 miljardia vuotta [2] .
Hirayama ehdotti, että kaikki nämä asteroidiperheet muodostuivat törmäyksessä alkuperäisen asteroidin kanssa, josta perheen asteroidit muodostuivat, toisen suuren asteroidin kanssa ja sen jälkeen tämän asteroidin tuhoutumisesta erillisiksi pieniksi asteroidipalasiksi. Tämä selitys on edelleen hyvin suosittu tähtitieteessä [3] . Eos-perheen asteroidien tutkimukset osoittivat, että näillä asteroideilla on samanlaiset spektriominaisuudet, mikä vahvistaa jälleen kerran tämän teorian oikeellisuuden. Lisäksi näiden spektrien perusteella emo-asteroidi saattoi ennen tuhoaan tapahtua osittaisen sulamisen ja sisäpuolen erilaistumisen, mikä osoittaa tämän asteroidin melko suuren koon. Toisin sanoen ennen hajoamista osa raskaammista alkuaineista siirtyi lähemmäs ydintä ja sen jälkeen pintakerroksista muodostuneiden tavallisten suhteellisen alhaisen tiheyden asteroidien ohella ytimen läheisyydestä voi muodostua myös tiheämpiä asteroideja. Mutta näiden asteroidien tarkempi tutkiminen on vaikeaa, koska miljardeja vuosia niiden olemassaolon aikana ne ovat altistuneet kosmisille sääprosesseille [4] .
Spektroskooppiset tutkimukset osoittavat, että tämän perheen asteroidit kuuluvat spektriluokan S asteroideihin . Kuitenkin Eosin ja joidenkin muiden asteroidien suvun infrapunaspektrissä tehdyt tutkimukset osoittivat tiettyjä eroja luokan S asteroidien koostumuksessa. Tämän seurauksena jotkut suvun asteroideista luokiteltiin asteroidien K luokkaan [2] . Maapallolta löydettyjen meteoriittien perusteella nämä asteroidit voidaan yhdistää CO3- tai CV3-tyypin kondriitteihin, mutta ei OS-tyyppiin [ 5] (eng.) . Objektit, jotka liikkuvat samanlaisilla kiertoradoilla perheen lähellä, mutta joilla ei ole tätä spektriä, eivät voi olla perheen jäseniä [2] .
Yksittäisten asteroidien pyörimisjaksot eroavat joskus hyvin toisistaan - tämä on seurausta niiden keskinäisistä törmäyksistä. Asteroidien oletetaan alun perin säilyttävän tietty "muisti" emokappaleen pyörimisnopeudesta. Tämän oletuksen perusteella sen pyörimisnopeuden olisi pitänyt olla yhdestä kolmeen päivään. Suvun yksittäisten asteroidien pyörimisnopeuteen perustuvat evoluutiomallit antavat todennäköisimmän arvion tämän perheen iästä 1,1 miljardia vuotta [ (eng.)[6]2]
Kaikki alkuperäisen asteroidin fragmentit eivät jääneet tähän perheeseen. Spektroskooppiset tutkimukset ovat osoittaneet, että jotkut niistä löytyvät 9/4-kiertoradalta, joka resonoi Jupiterin kanssa. Nämä asteroidit ovat suhteellisen nuoria verrattuna perheen muihin asteroideihin ja ovat todennäköisesti muodostuneet perheen jäsenten välisten toissijaisten törmäysten seurauksena [7] .
| Nimi | Halkaisija | Pääakseli | Orbitaalinen kaltevuus | Orbitaalin epäkeskisyys | Avausvuosi |
|---|---|---|---|---|---|
| (221) Eos | 103,87 km | 3.014 a. e. | 10,886 ° | 0,105 | 1882 |
| (339) Dorothea | 38,25 km | 3.014 a. e. | 9,930° | 0,095 | 1892 |
| (450) Brigitte | 33,32 km | 3.014 a. e. | 10,157° | 0,100 | 1899 |
| (513) Centezima | 50,15 km | 3.016 a. e. | 9,715° | 0,080 | 1903 |
| (562) Salome | 30,67 km | 3.020 a. e. | 11,125° | 0,095 | 1905 |
| (633) Zelima | 34,37 km | 3.018 a. e. | 10,916° | 0,086 | 1907 |
| (639) Latona | 71,25 km | 3.019 a. e. | 8,574° | 0,103 | 1907 |
| (651) Anticlea | 33,04 km | 3.024 a. e. | 10,770° | 0,098 | 1907 |
| (653) Berenice | 39,22 km | 3.013 a. e. | 11,287° | 0,044 | 1907 |
| (661) Clelia | 48,05 km | 3.023 a. e. | 9,252° | 0,033 | 1908 |
| (669) Kypros | 31,75 km | 3.012 a. e. | 10,782° | 0,081 | 1908 |
| (742) Edison | 45,60 km | 3.013 a. e. | 11,211° | 0,120 | 1913 |
| (807) Ceraskia | 26,24 km | 3.016 a. e. | 11,305° | 0,067 | 1915 |
| (876) Scott | 21,88 km | 3.012 a. e. | 11,331° | 0,109 | 1917 |
| (890) Waltraut [8] | 27,33 km | 3.025 a. e. | 10,874° | 0,057 | 1918 |