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15 Eunomia

15 Eunomia es un asteroide muy grande en el cinturón de asteroides medio . Es el más grande de los asteroides pedregosos ( tipo S ), con 3 Juno en segundo lugar. Es un asteroide bastante masivo , ocupando el sexto a octavo lugar (dentro de las incertidumbres de medición). Es el asteroide eunomiano más grande y se estima que contiene el 1% de la masa del cinturón de asteroides. [7] [8]

Eunomia fue descubierta por Annibale de Gasparis el 29 de julio de 1851 y recibió su nombre en honor a Eunomia , una de las Horae (Horas), personificación del orden y la ley en la mitología griega . Su símbolo histórico es un corazón con una estrella encima; está en desarrollo para Unicode 17.0 como U+1CEC8 𜻈 (). [9] [10]

Características

Como es el asteroide de tipo S más grande (siguiendo de cerca a 3 Juno ), Eunomia ha atraído una cantidad moderada de atención científica.

Eunomia parece ser un cuerpo alargado pero de forma bastante regular, con lo que parecen ser cuatro lados de diferente curvatura y composiciones promedio notablemente diferentes. [11] Su elongación llevó a la sugerencia de que Eunomia puede ser un objeto binario , pero esto ha sido refutado. [12] Es un rotador retrógrado con su polo apuntando hacia las coordenadas eclípticas (β, λ) = (−65°, 2°) con una incertidumbre de 10°. [11] [12] Esto da una inclinación axial de aproximadamente 165°.

Al igual que otros miembros verdaderos de la familia, su superficie está compuesta de silicatos y algo de níquel - hierro , y es bastante brillante. Se han detectado piroxenos ricos en calcio y olivino , junto con níquel-hierro metálico, en la superficie de Eunomia. Los estudios espectroscópicos sugieren que Eunomia tiene regiones con diferentes composiciones: una región más grande dominada por olivino, que es pobre en piroxenos y rico en metales, y otra región algo más pequeña en un hemisferio (el extremo menos puntiagudo) que es notablemente más rica en piroxenos, [11] y tiene una composición generalmente basáltica . [13]

Esta composición indica que el cuerpo original probablemente estuvo sujeto a procesos magmáticos y se diferenció al menos parcialmente bajo la influencia del calentamiento interno en el período temprano del Sistema Solar. El rango de composiciones de los asteroides eunomianos restantes , formados por una colisión del cuerpo original común, es lo suficientemente grande como para abarcar todas las variaciones de la superficie de Eunomia. La mayoría de los asteroides eunomianos más pequeños son más ricos en piroxeno que la superficie de Eunomia y contienen muy pocos cuerpos metálicos ( tipo M ).

En conjunto, estas líneas de evidencia sugieren que Eunomia es el remanente central del cuerpo original de la familia Eunomia, que fue despojado de la mayor parte de su material de corteza por el impacto disruptivo, pero tal vez no fue destruido. Sin embargo, existe incertidumbre sobre la estructura interna de Eunomia y su relación con el cuerpo original. Las simulaciones por computadora de la colisión [14] son ​​más consistentes con la idea de que Eunomia es una reacumulación de la mayoría de los fragmentos de un cuerpo original completamente destrozado, aunque la densidad bastante alta de Eunomia indicaría que no es un montón de escombros después de todo. Cualquiera que sea el caso a este respecto, parece que cualquier región de núcleo metálico, si está presente, no ha sido expuesta.

Una explicación más antigua de las diferencias de composición, según la cual Eunomia es un fragmento del manto de un cuerpo progenitor mucho más grande (con un poco de corteza en un extremo y un poco de núcleo en el otro), parece descartada por los estudios de la distribución de masa de toda la familia Eunomia. Estos indican que el fragmento más grande (es decir, Eunomia) tiene alrededor del 70% de la masa del cuerpo progenitor, [15] lo que es coherente con que Eunomia sea un remanente central , al que le han quitado la corteza y parte del manto.

Estas indicaciones también concuerdan con recientes determinaciones de masa que indican que la densidad de Eunomia es típica de asteroides rocosos en su mayoría intactos, y no la densidad anómalamente baja de "pila de escombros" de ~1 g/cm 3 que se había informado anteriormente.

Estudios

15 Eunomia se utilizó para estudiar asteroides con el Hubble FGS . [16] Los asteroides estudiados incluyen (63) Ausonia , (15) Eunomia, (43) Ariadne , (44) Nysa y (624) Hektor . [16]

Órbita

La órbita de 15 Eunomia lo coloca en una resonancia de movimiento medio de 7:16 con el planeta Marte . El Minor Planet Center utiliza Eunomia para calcular perturbaciones . [17] El tiempo de Lyapunov calculado para este asteroide es de 25.000 años, lo que indica que ocupa una órbita caótica que cambiará aleatoriamente con el tiempo debido a las perturbaciones gravitacionales de los planetas. [18]

Se ha observado que Eunomia oculta estrellas tres veces. Tiene una magnitud de oposición media de +8,5, [19] aproximadamente igual al brillo medio de Titán , y puede alcanzar +7,9 en una oposición cercana al perihelio .

El asteroide (50278) 2000 CZ 12 pasó a aproximadamente 0,00037  UA (55 000  km ; 34 000  mi ) de Eunomia el 4 de marzo de 2002. [20]

Véase también

Notas

  1. ^ Aplanamiento derivado de la relación de aspecto máxima (c/a): , donde (c/a) =0,53 ± 0,02 . [5]
  2. ^ (15,97 ± 0,15) × 10 −12  M ☉

Referencias

  1. ^ Noah Webster (1884) Un diccionario práctico de la lengua inglesa
  2. ^ "Eunomian" . Diccionario Oxford de inglés (edición en línea). Oxford University Press . (Se requiere suscripción o membresía a una institución participante).
  3. ^ abcdef Datos del JPL Recuperados el 29 de septiembre de 2021
  4. ^ abcd Baer, ​​James; Chesley, Steven R.; Matson, Robert D. (2011). "Masas astrométricas de 26 asteroides y observaciones sobre la porosidad de los asteroides". The Astronomical Journal . 141 (5): 143. Bibcode :2011AJ....141..143B. doi : 10.1088/0004-6256/141/5/143 . S2CID  121625885.
  5. ^ abcde P. Vernazza et al. (2021) Estudio de imágenes VLT/SPHERE de los asteroides más grandes del cinturón principal: resultados finales y síntesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56
  6. ^ Donald H. Menzel y Jay M. Pasachoff (1983). Una guía de campo para las estrellas y los planetas (2.ª ed.). Boston, MA: Houghton Mifflin . pp. 391. ISBN 0-395-34835-8.
  7. ^ Vitagliano, Aldo; Reiner M. Stoss (2006). "Nueva determinación de la masa de (15) Eunomia basada en un encuentro muy cercano con (50278) 2000CZ12". Astronomía y Astrofísica . 455 (3): L29–L31. Bibcode :2006A&A...455L..29V. doi : 10.1051/0004-6361:20065760 .
  8. ^ Pitjeva, EV (2005). "Efemérides de planetas de alta precisión: EPM y determinación de algunas constantes astronómicas" (PDF) . Solar System Research . 39 (3): 176–186. Bibcode :2005SoSyR..39..176P. doi :10.1007/s11208-005-0033-2. S2CID  120467483. Archivado desde el original (PDF) el 31 de octubre de 2008 . Consultado el 18 de noviembre de 2008 . Eunomia 0,164E−11 masas solares; cinturón de asteroides 15E−11 masas solares → 1,1%.
  9. ^ Bala, Gavin Jared; Miller, Kirk (18 de septiembre de 2023). «Solicitud Unicode de símbolos históricos de asteroides» (PDF) . unicode.org . Unicode . Consultado el 26 de septiembre de 2023 .
  10. ^ Unicode. «Propuesta de nuevos personajes: The Pipeline». unicode.org . El Consorcio Unicode . Consultado el 6 de noviembre de 2023 .
  11. ^ abc Nathues, Andreas (2005). "Estudio espectral de la familia de asteroides Eunomia". Icarus . 175 (2): 452–463. doi :10.1016/j.icarus.2004.12.013.
  12. ^ ab Tanga, Paolo (2003). "Observaciones de asteroides con el telescopio espacial Hubble FGS". Astronomía y astrofísica . 401 (2): 733–741. Bibcode :2003A&A...401..733T. doi : 10.1051/0004-6361:20030032 . S2CID  8977642.
  13. ^ Reed, Kevin L.; Gaffey, Michael J .; Lebofsky, Larry A. (1997). "Variaciones de la forma y el albedo del asteroide 15 Eunomia". Icarus . 125 (2): 446. Bibcode :1997Icar..125..446R. doi :10.1006/icar.1996.5627.
  14. ^ Michel, Patrick ; Benz, Willy; Richardson, Derek C. (2004). "Disrupción catastrófica de cuerpos progenitores pre-destrozados". Icarus . 168 (2): 420–432. Bibcode :2004Icar..168..420M. doi :10.1016/J.ICARUS.2003.12.011. S2CID  18834098.
  15. ^ Tanga, P.; Cellino, A.; Michel, P.; Zappalà, V.; Paolicchi, P.; Dell'Oro, A. (1999). "Sobre la distribución del tamaño de las familias de asteroides: el papel de la geometría". Icarus . 141 (1): 65–78. Bibcode :1999Icar..141...65T. doi :10.1006/icar.1999.6148.
  16. ^ ab Tanga, P.; Hestroffer, D.; Cellino, A.; Lattanzi, M.; Martino, M. Di; Zappalà, V. (1 de abril de 2003). "Observaciones de asteroides con el telescopio espacial Hubble FGS". Astronomía y astrofísica . 401 (2): 733–741. Bibcode :2003A&A...401..733T. doi : 10.1051/0004-6361:20030032 . ISSN  0004-6361.
  17. ^ "Cuerpos perturbadores". Minor Planet Center . Consultado el 18 de abril de 2013 .
  18. ^ Šidlichovský, M. (1999), Svoren, J.; Pittich, EM; Rickman, H. (eds.), "Resonancias y caos en el cinturón de asteroides", Evolución y regiones de origen de asteroides y cometas : actas del 173º coloquio de la Unión Astronómica Internacional, celebrado en Tatranska Lomnica, República Eslovaca, 24-28 de agosto de 1998 , pp. 297–308, Bibcode :1999esra.conf..297S.
  19. ^ Los asteroides más brillantes Archivado el 11 de mayo de 2008 en Wayback Machine.
  20. ^ "Datos de aproximación del JPL: 50278 (2000 CZ12)". 31 de mayo de 2013. Consultado el 8 de septiembre de 2013 .

Enlaces externos