에오스족
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1. 개요
에오스족은 1918년 일본의 천문학자 히라야마 기요쓰구에 의해 처음 발견된 소행성족이다. 궤도 긴반지름이 2.99~3.03 천문단위(AU), 궤도 이심률이 0.01~0.13, 궤도 경사가 8°~12° 사이의 소행성들로 구성되며, 현재 약 4,400개의 구성원이 알려져 있다. 이들은 목성과 궤도 공명을 하며, S형 소행성과 유사한 성질을 보이나, 적외선 대역에서 차이를 보여 K형 소행성으로 분류된다. 에오스족은 모천체와의 대규모 충돌로 형성되었으며, 자전 주기의 분산을 통해 추정한 나이는 태양계의 나이와 거의 같다.
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1982년에 발견된 2578 생텍쥐페리는 프랑스 비행사이자 작가인 앙투안 드 생텍쥐페리를 기리기 위해 명명된 약 17km 직경의 소행성으로, 5년 2개월 주기로 태양을 공전하며 《어린 왕자》에 등장하는 소행성을 암시하는 EOS족에 속한다.
| 에오스족 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 명칭 | 에오스 가족 |
| 로마자 표기 | Eoseu Gajok |
| 유형 | 소행성군 |
| 위치 | 소행성대 외곽 |
| 발견 | 1918년 |
| 명명 유래 | 에오스 |
| 궤도 특징 | |
| 궤도 긴반지름 | 3.0 AU |
| 궤도 이심률 | 0.1 |
| 궤도 경사 | 10° |
| 물리적 특징 | |
| 구성 | 주로 규산염 |
| 크기 | 가장 큰 구성원은 221 에오스 |
| 스펙트럼 유형 | K형 |
| 추정 기원 | 모체의 충돌 파괴 |
| 주요 구성원 | |
| 주요 소행성 | 221 에오스 832 카린 606 브랑게네 633 제림바 657 군뢰드 1035 아무니아타 1065 아무드센니아 1143 오디세우스 1241 디오티마 1727 메테 1741 기클라스 2126 게라인 2237 투르쿠 2335 제임스 2458 베니토 2544 구바레프 2786 그릴카 2806 아스타르테 2937 기브스 3023 허드슨 3059 프라이버그 3317 파리스 3321 딜라라 3451 민덴 3526 제프렌 3543 베조 3561 데브린 3582 시릴 3690 라르손 3734 헝가리 3757 안할트 3773 스티글리우스 3796 브레드친 3802 도른부르크 3829 군델 3871 뢰벨 4014 헤이즈만 4035 테레시첸코 4097 타츠코 4120 덴마크 4142 네프텔레 4181 플라티제 4216 노이엔키르헨 4241 파파라르도 4364 쇼코 4386 루스트 4415 에크나톤 4430 고버트 4455 룰 4472 나바시노 4554 파네프 4577 다니엘 4587 리스메디스 4610 카유라 4666 디트마르 4678 니네크 4787 슈미트뮐러 4860 구반 4912 에문트 4923 클라크 4945 이케노젠 4977 류바 5011 훔 5044 제츠 5057 윅섬 5066 가리메이 5082 슈테인만 5136 바그너 5164 멀러스 5200 팜팔로 5213 타카하시 5245 마시모 5253 프레드위플 5262 브리골리 5267 지에네 5290 람사우 5304 인터루프타 5313 누네스 5326 비토리아 5358 얀케 5365 피에트롬브루노 5427 앳잘 5434 톰게릴스 5472 포스턴 5476 멀란텔스 5496 에빙하우스 5502 브라게 5511 구미라 5516 스파이서 5545 마킨 5560 아미치 5585 파크 5614 여니스 5632 니비루 5675 에비크노프 5708 브룬케 5710 실렌시엄 5721 푸 5725 노르덴 5733 서멀즈 5750 칸도르 5773 홉 5774 라토프 5780 슈바스만-바흐만 5782 람푸트 5783 쿰머 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2. 발견
예일 대학교의 천문학자 히라야마 기요쓰구는 소행성들의 운동을 연구하면서 에오스족을 발견했다. 그는 소행성 궤도의 평균 운동, 궤도 이심률, 궤도 경사각을 도표로 작성하여, 몇몇 천체들이 그룹을 형성한다는 것을 발견했다.[1] 현재 에오스족의 알려진 구성원은 약 4,400개이다. 이 족의 안쪽 궤도는 목성과 7/3 평균 운동 공명(2.96AU)에 의해 묶여 있고, 궤도 범위는 목성과 9/4 평균 운동 공명(3.03AU)을 포함한다. 대부분의 족 구성원은 9/4 평균 운동 공명 궤도 거리에 위치한다. 소행성 크기의 분포는 이 족의 나이가 약 10억~20억 년 정도임을 시사한다.[2]
2. 1. 히라야마 기요쓰구의 초기 연구
1918년 예일 대학교의 천문학자 히라야마 기요쓰구는 소행성의 궤도 이심률과 경사를 분석하던 중 소행성 일부가 뭉쳐 있다는 점을 발견하여, 에오스족을 포함해 소행성족 3개를 처음으로 분류하였다. 당시 에오스족의 구성원은 소행성 19개였으며, 1993년 기준 289개까지 증가하였다.[9] 히라야마는 이러한 소행성족이 모천체와의 대규모 충돌로 형성되었다고 보았으며, 이는 오늘날 천문학계에서도 받아들여지고 있다.[3]3. 궤도
에오스족은 1918년 일본의 천문학자 히라야마 키요츠구(기요츠구 히라야마)가 소행성들의 궤도를 연구하던 중 발견한 소행성족이다. 히라야마는 당시 19개의 소행성으로 구성된 에오스족을 발견했지만, 현재는 약 4,400개의 소행성이 이 족에 속하는 것으로 알려져 있다.[1]
3. 1. 궤도 특징 및 분포
에오스족은 궤도 긴반지름이 2.99 ~ 3.03 AU, 궤도 이심률이 0.01 ~ 0.13, 궤도 경사각이 8°~ 12° 사이인 소행성족이다. 현재 알려진 구성원은 4,400개 가량이다.[10] 2.96 AU 지점과 3.03 AU 지점에는 각각 목성과 7:3, 9:4 궤도 공명이 일어나 에오스족의 분산을 제한하고 있다. 에오스족의 궤도 성질을 통해 추정한 나이는 10 ~ 20억 년 가량이다.[10]이 족의 안쪽 궤도는 목성과 7/3 평균 운동 공명(2.96AU)에 의해 묶여 있다. 궤도 범위는 또한 목성과 9/4 평균 운동 공명(3.03AU)을 포함한다. 대부분의 족 구성원은 후자의 궤도 거리에 위치한다.[2]
3. 2. 목성과의 궤도 공명
에오스족은 목성과 7:3, 9:4 궤도 공명을 일으켜 궤도가 2.96 AU와 3.03 AU 지점에 묶여 있다.[10] 대부분의 에오스족 구성원은 목성과 9:4 평균 운동 공명을 하는 3.03 AU 지점에 위치한다.[2]4. 성질
에오스족 소행성들은 S형 소행성과 유사하지만, 적외선 대역에서 차이를 보여 K형 소행성으로 분류되었다.[10] 운석으로는 CO3나 CV3 정상구립운석으로 추정된다.[13] 궤도가 유사하나 스펙트럼 상의 특징이 다른 소행성들은 단순한 침입자로 여겨진다.[10]
에오스족 소행성의 자전 주기는 무작위적이며, 이는 다른 천체들과 계속 충돌하며 변화했기 때문이다. 컴퓨터 모형 계산 결과, 모천체의 자전 주기는 1~3일 정도로 추정된다. 자전 주기의 분산으로 추정한 에오스족의 나이는 태양계 나이와 거의 같다.[15]
4. 1. 모천체 충돌 가설
히라야마는 소행성족이 모천체의 충돌 사건으로 생성된다는 가설을 제시하였으며, 현재의 관측 결과와도 부합한다.[11] 에오스족의 분광 관측 결과 소행성 간의 스펙트럼이 거의 유사하였으며, 일부 다른 경우는 모천체가 행성 분화를 겪으며 천체 안쪽으로 무거운 물질이 모이며 일어난 조성 변화로 추정된다. 충돌 이후 각 소행성은 각각 우주 풍화를 겪었다.[12] 에오스족의 소행성은 S형 소행성과 유사한 성질을 보이나, 적외선 대역에서 S형과 차이를 보여, 새로이 K형 소행성으로 분류되었다.[10] 운석으로는 CO3나 CV3 정상구립운석으로 추정된다.[13] 에오스족과 궤도가 유사하나 스펙트럼 상의 특징이 다른 소행성들은 단순한 침입자로 여기고 있다.[10]충돌 후 생긴 모든 파편이 현재 에오스족의 궤도에 남아 있는 것은 아니다. 분광 관측에서 9:4 평균 운동 공명 지점에 같은 분광형을 보이는 소행성이 있으며, 에오스족에 있는 소행성보다 젊은 것으로 추정된다는 결과가 나오기도 하였다.[14]
에오스족 소행성의 자전 주기는 무작위적으로, 다른 천체들과 연속적으로 충돌을 겪으며 변화한 것으로 보이며, 컴퓨터 모형을 사용하여 계산한 결과 모천체의 자전 주기는 1 ~ 3일 가량으로 추정된다. 자전 주기의 분산을 통해 추정한 에오스족의 나이는 태양계 자체의 나이와 거의 같다.[15] 컴퓨터 모형 분석 결과 가장 가능성이 높은 상황은 모천체의 10분의 1 정도 질량의 천체가 충돌하여 두 천체가 황도면에서 이탈한 상황으로, 이 때 모천체의 추정 지름은 240km이며 소행성족의 나이는 11억 년이다.[10]
4. 2. 분광학적 특징 및 K형 소행성
히라야마는 소행성족이 모천체가 충돌 사건을 겪으면서 생성된다는 가설을 제시하였으며, 현재의 관측 결과와도 부합한다.[11] 에오스족의 분광 관측 결과 소행성 간의 스펙트럼이 거의 유사하였으며, 일부 다른 경우는 모천체가 행성 분화를 겪으며 천체 안쪽으로 무거운 물질이 모이며 일어난 조성 변화로 추정된다. 충돌 이후 각 소행성은 각각 우주 풍화를 겪었다.[12] 에오스족의 소행성은 S형 소행성과 유사한 성질을 보이나, 적외선 대역에서 S형과 차이를 보여, 새로이 K형 소행성으로 분류되었다.[10] 운석으로는 CO3나 CV3 정상구립운석으로 추정된다.[13] 에오스족과 궤도가 유사하나 스펙트럼 상의 특징이 다른 소행성들은 단순한 침입자로 여기고 있다.[10]4. 3. 운석과의 관련성
에오스족의 분광 관측 결과 소행성 간 스펙트럼이 거의 유사하며, 이는 히라야마 키요츠구가 제시한 소행성족 생성 가설(모천체의 충돌 사건)과 부합한다.[11] 일부 다른 스펙트럼은 모천체가 행성 분화를 겪으며 무거운 물질이 안쪽으로 모이는 조성 변화로 추정되며, 충돌 이후 각 소행성은 우주 풍화를 겪었다.[12]에오스족 소행성은 S형 소행성과 유사하지만, 적외선 대역에서 차이를 보여 K형 소행성으로 새로 분류되었다.[10] 운석으로는 CO3나 CV3 정상구립운석으로 추정된다.[13] 궤도가 유사하나 스펙트럼이 다른 소행성은 침입자로 간주한다.[10]
충돌 후 생긴 파편 일부는 9:4 공명 지점에 있으며, 에오스족 소행성보다 젊은 것으로 추정된다.[14]
4. 4. 자전 주기 및 모천체
에오스족 소행성들의 자전 주기는 무작위로 분포한다. 이는 다른 천체들과 지속적으로 충돌하면서 변화했기 때문이다. 컴퓨터 모형 계산 결과, 에오스족 모천체의 자전 주기는 1~3일 정도로 추정된다.[15] 자전 주기의 분산으로 추정한 에오스족의 나이는 태양계의 나이와 거의 같다.[15]컴퓨터 모형 분석 결과, 모천체 질량의 10분의 1 정도 되는 천체가 충돌해 두 천체가 황도면에서 이탈했을 가능성이 가장 크다. 이때 모천체의 추정 지름은 240 km이며, 소행성족의 나이는 11억 년으로 추정된다.[10]
5. 구성원
에오스족은 221 에오스를 비롯한 여러 소행성으로 구성된 족이다. 1918년 일본의 천문학자 히라야마 키요츠구는 소행성들의 궤도 특성(평균 운동, 궤도 이심률, 궤도 경사각)을 분석하여 몇몇 소행성들이 그룹을 이루고 있음을 발견했다. 그는 19개의 구성원을 가진 에오스족을 포함한 세 개의 소행성 그룹을 발표했으며, 이후 에오스족 구성원은 계속 늘어나 1993년에는 289개에 달했다.[1]
현재 알려진 에오스족 구성원은 약 4,400개이다. 에오스족의 궤도는 목성과의 7/3 평균 운동 공명(2.96AU)과 9/4 평균 운동 공명(3.03AU) 사이에 위치하며, 대부분의 구성원은 9/4 평균 운동 공명 궤도 근처에 있다. 소행성 크기 분포로 볼 때, 에오스족의 나이는 약 10억~20억 년으로 추정된다.[2]
에오스족 소행성은 S형 소행성과 유사하지만, 적외선 관측 결과 약간의 차이가 있어 K형 소행성으로 분류된다. 지구에서 발견되는 운석 중에서는 CO3 또는 CV3 콘드라이트와 관련이 있는 것으로 보인다.[5]
에오스족 소행성들의 자전 속도는 무작위로 분포하는데, 이는 다른 천체와의 충돌로 인해 발생한 현상이다. 원래 모천체의 자전 속도는 1~3일 정도로 추정되며, 에오스족의 자전 속도 분포 모델은 이 족의 나이가 태양계의 나이와 비슷할 수 있음을 시사한다.[6]
에오스족 구성원으로는 221 에오스, 339 도로테아, 450 브리짓타, 513 켄테시마, 562 살로메, 633 젤리마, 639 라토나, 651 안티클레이아, 653 베레니케, 661 클로엘리아, 669 키프리아, 742 에디소나, 766 모군티아, 798 루스, 807 체라스키아, 876 스콧, 890 발트라우트 등이 있다.[7]
5. 1. 다른 궤도 공명 지역의 소행성
에오스족과 궤도가 유사하지만 스펙트럼 상의 특징이 다른 소행성들은 단순한 침입자로 간주한다.[10] 충돌 후 생긴 모든 파편이 현재 에오스족의 궤도에 남아 있는 것은 아니다. 분광 관측 결과 9:4 공명 지점에 같은 분광형을 보이는 소행성이 있으며, 에오스족에 있는 소행성보다 젊은 것으로 추정된다.[14]참조
[1]
컨퍼런스
Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited)
1993-11-29
[2]
저널
Yarkovsky footprints in the Eos family
2006-05
[3]
서적
Asteroids III
University of Arizona Press
[4]
저널
EOS Family: A Spectroscopic Study
1998-01
[5]
저널
An age–colour relationship for main-belt S-complex asteroids
http://www.boulder.s[...]
2004-05
[6]
저널
Collisional evolution in the EOS and Koronis asteroid families - Observational and numerical results
1988-02
[7]
저널
Minor planets and related objects. XXV - UBV photometry of 145 faint asteroids
1978-06
[8]
저널
Fugitives from the Eos Family: First Spectroscopic Confirmation
2000-05
[9]
컨퍼런스
Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited)
1993-11-29
[10]
저널
Yarkovsky footprints in the Eos family
2006-05
[11]
서적
Asteroid Family Identification
University of Arizona Press
[12]
저널
EOS Family: A Spectroscopic Study
1998-01
[13]
저널
An age–colour relationship for main-belt S-complex asteroids
http://www.boulder.s[...]
2004-05
[14]
저널
Fugitives from the Eos Family: First Spectroscopic Confirmation
2000-05
[15]
저널
Collisional evolution in the EOS and Koronis asteroid families - Observational and numerical results
1988-02
[16]
저널
Minor planets and related objects. XXV - UBV photometry of 145 faint asteroids
1978-06
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