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Aggiornato il 06/10/2019
15 Eunomia
Introduzione:
15 Eunomia è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale.
È anche il più grande membro della famiglia di asteroidi Eunomia, che porta il suo nome. Come gli altri corpi appartenenti alla sua classe spettrale, è di colore chiaro ed è composto da silicati, nichel e ferro.
Scoperta:
Eunomia fu scoperto il 29 luglio 1851 da Annibale de Gasparis all'Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Napoli, paragonato da lui stesso a una stella di nona magnitudine.
Fu battezzato così in onore di Eunomia, una delle Ore, personificazione dell'ordine e della legge nella mitologia greca.
Dati fisici:
Eunomia ha le dimensioni di un ellissoide triassiale simile ad un uovo di (357×255×212)±15 km, e mediamente un diametro di 255,3 km, la sua massa corrisponde circa all'1% di quella di tutti gli asteroidi ed è di 3.12 ×1019 kg, con una densità di 3,14 kg/dm3, di classe spettrale S.
La sua magnitudine assoluta (H) corrisponde a +5,28.
Inoltre, come caratteristiche fisiche, ha un periodo di rotazione di 6,083 h, ed un albedo di 0,209.
Eunomia è un rotatore retrogrado con il suo polo nord rivolto verso le coordinate dell'eclittica (β, λ) = (− 65 °, 2 °) con un'incertezza di 10 °. Questo dà un inclinazione assiale di circa 165 °.
( In grafica la curva di luce, che da un periodo di rotazione di 6,083 h ).
Forma:
L'evoluzione della curva a ''S'' in funzione del tempo (vedi sotto) mostra chiaramente che la dimensione lungo l'asse X rimane approssimativamente costante mentre le dimensioni lungo l'altro asse aumentano. Questo ci permette di discriminare tra le due possibili soluzioni per l'asse di rotazione. La variazione osservata lungo l'asse dal sensore FGS dell'HUBBLE, all'epoca di osservazione, Eunomia era quasi equatore-on con un ''punto di sotto-terra'' (SEP) con la longitudine vicino a 120°. In queste condizioni di visualizzazione, la lunghezza degli assi più lunghi e più corti (a & c) è ben determinata, mentre la lunghezza dell'asse ( b ) è scarsamente vincolata.
Eunomia, in questo studio, risulta quasi uno sferoide triassiale con dimensioni 361 x 205 x 203 km.
L'appiattimento ellissoidale è maggiore di quello derivato dalla fotometria (a/b = 1.42, a/c = 1.6) anche se b non è ben vincolato. Il volume derivato corrisponde ad un diametro effettivo di 248 km, vicino al diametro determinato con il satellite IRAS (255 km).
Un'analisi più attenta dei residui di adattamento fornisce ulteriori informazioni sulla forma di questo oggetto. Infatti, si può vedere che la curva a S nell'asse X è particolarmente asimmetrica rispetto al modello.
Ciò può riflettere una forma o un'irregolarità di distribuzione della luminosità (cioè presenza di un punto, forma non convessa o non simmetrica, ecc.).
Per testare questa ipotesi, una ''macchia scura'' è stata introdotta nella griglia di raccordo con posizione variabile, relativa albedo, e diametro.
Tuttavia, il punto ''buio'' più adatto è troppo grande (circa il 25% della superficie visibile) e/o troppo scuro per essere realistico. Tale modello sarebbe quindi in totale disaccordo con le curve di luce fotometrica osservate di questo asteroide.
Occultazioni:
( Risultati dell'occultazione stellare del 20 agosto 2010 ).
( Risultato dell'occultazione stellare del 22 novembre 1989 ).
Superficie:
Come altri veri membri della famiglia, la sua superficie è composta da silicati e un po' di nichel-ferro, ed è abbastanza luminoso. Sulla superficie di Eunomia sono stati rilevati pirosseni ricchi di calcio e olivina, insieme ai metalli nichel e ferro. Studi spettroscopici suggeriscono che Eunomia ha regioni con diverse composizioni: una regione più grande dominata da olivina, povera di pirosseni e ricca di metalli, e un'altra regione un po' più piccola sull'estremità meno appuntita, che è visibilmente più ricca di pirosseni, e ha una composizione generalmente basaltica.
Questa composizione indica che il corpo genitore era probabilmente soggetto a processi magmatici, ed è diventato almeno parzialmente differenziato sotto l'influenza del riscaldamento interno nel primo periodo del sistema solare. La gamma di composizioni dei restanti asteroidi eunomiani, formata da una collisione del corpo genitore comune, è abbastanza grande da includere tutte le variazioni superficiali sulla stessa Eunomia. Della maggior parte degli asteroidi di questa famiglia, i più piccoli sono più ricchi di pirosseni della superficie di Eunomia e contengono pochissimi metalli.
( Immagini ottenute con la tecnica delle ottiche adattative e poi tradotte in modelli ).
Struttura:
Eunomia è il residuo centrale del corpo genitore della sua famiglia, che è stato spogliato della maggior parte del suo materiale di crosta dall'impatto perturbante.
Tuttavia, c'è incertezza sulla struttura interna di Eunomia e la relazione con il corpo genitore. Le simulazioni al computer della collisione sono più coerenti con l'ipotesi che sia un riaccumulo della maggior parte dei frammenti di un corpo genitore completamente frantumato, eppure la densità piuttosto elevata di Eunomia indicherebbe che non si tratta di un cumulo di macerie. Qualunque sia il caso in questo senso, sembra che qualsiasi regione del nucleo metallico, se presente, non sia stata esposta.
Una spiegazione precedente agli ultimi studi delle differenze compositive, che Eunomia è un frammento di mantello di un corpo genitore molto più grande (con un po' di crosta su un'estremità, e un po' di nucleo dall'altro), ma ciò sembra essere escluso da studi della distribuzione di massa di tutta la famiglia. Questi indicano che il frammento più grande (cioè Eunomia) ha circa il 70% della massa del corpo genitore, che è coerente con il fatto che esso sia un residuo centrale, con la crosta e parte del mantello spogliato.
Queste indicazioni sono anche in accordo con le recenti determinazioni di massa che indicano che la densità di Eunomia è tipica degli asteroidi sassosi per lo più intatti, e non con la densità anomalamente bassa di una "pila di macerie" di ~ 1 g/cm ³ che era stata erroneamente riportata in precedenza in altri studi.
Parametri orbitali:
L'orbita di Eunomia lo colloca in una risonanza 7:16 con il pianeta Marte. Il tempo di Lyapunov calcolato per questo asteroide è di 25.000 anni, indicando che occupa un'orbita caotica che cambierà casualmente nel tempo a causa delle perturbazioni gravitazionali dei pianeti.
Orbita mediamente a 2,643 UA dal sole, da 2,149 UA del perielio alle 3,138 UA dell'afelio, con un'eccentricità di 0,187 ed un periodo di rivoluzione di 4,30 anni (1569.687 giorni), infine la sua inclinazione orbitale corrisponde a 11,738° sull'eclittica.
( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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Aggiornato il 06/10/2019
15 Eunomia
15 Eunomia è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale.
È anche il più grande membro della famiglia di asteroidi Eunomia, che porta il suo nome. Come gli altri corpi appartenenti alla sua classe spettrale, è di colore chiaro ed è composto da silicati, nichel e ferro.
Scoperta:
Eunomia fu scoperto il 29 luglio 1851 da Annibale de Gasparis all'Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Napoli, paragonato da lui stesso a una stella di nona magnitudine.
Fu battezzato così in onore di Eunomia, una delle Ore, personificazione dell'ordine e della legge nella mitologia greca.
Dati fisici:
Eunomia ha le dimensioni di un ellissoide triassiale simile ad un uovo di (357×255×212)±15 km, e mediamente un diametro di 255,3 km, la sua massa corrisponde circa all'1% di quella di tutti gli asteroidi ed è di 3.12 ×1019 kg, con una densità di 3,14 kg/dm3, di classe spettrale S.
La sua magnitudine assoluta (H) corrisponde a +5,28.
Inoltre, come caratteristiche fisiche, ha un periodo di rotazione di 6,083 h, ed un albedo di 0,209.
Eunomia è un rotatore retrogrado con il suo polo nord rivolto verso le coordinate dell'eclittica (β, λ) = (− 65 °, 2 °) con un'incertezza di 10 °. Questo dà un inclinazione assiale di circa 165 °.
Forma:
L'evoluzione della curva a ''S'' in funzione del tempo (vedi sotto) mostra chiaramente che la dimensione lungo l'asse X rimane approssimativamente costante mentre le dimensioni lungo l'altro asse aumentano. Questo ci permette di discriminare tra le due possibili soluzioni per l'asse di rotazione. La variazione osservata lungo l'asse dal sensore FGS dell'HUBBLE, all'epoca di osservazione, Eunomia era quasi equatore-on con un ''punto di sotto-terra'' (SEP) con la longitudine vicino a 120°. In queste condizioni di visualizzazione, la lunghezza degli assi più lunghi e più corti (a & c) è ben determinata, mentre la lunghezza dell'asse ( b ) è scarsamente vincolata.
Eunomia, in questo studio, risulta quasi uno sferoide triassiale con dimensioni 361 x 205 x 203 km.
L'appiattimento ellissoidale è maggiore di quello derivato dalla fotometria (a/b = 1.42, a/c = 1.6) anche se b non è ben vincolato. Il volume derivato corrisponde ad un diametro effettivo di 248 km, vicino al diametro determinato con il satellite IRAS (255 km).
Un'analisi più attenta dei residui di adattamento fornisce ulteriori informazioni sulla forma di questo oggetto. Infatti, si può vedere che la curva a S nell'asse X è particolarmente asimmetrica rispetto al modello.
Ciò può riflettere una forma o un'irregolarità di distribuzione della luminosità (cioè presenza di un punto, forma non convessa o non simmetrica, ecc.).
Per testare questa ipotesi, una ''macchia scura'' è stata introdotta nella griglia di raccordo con posizione variabile, relativa albedo, e diametro.
Tuttavia, il punto ''buio'' più adatto è troppo grande (circa il 25% della superficie visibile) e/o troppo scuro per essere realistico. Tale modello sarebbe quindi in totale disaccordo con le curve di luce fotometrica osservate di questo asteroide.
( In grafica l'Interferogramma di Eunomia ).
Occultazioni:
Superficie:
Come altri veri membri della famiglia, la sua superficie è composta da silicati e un po' di nichel-ferro, ed è abbastanza luminoso. Sulla superficie di Eunomia sono stati rilevati pirosseni ricchi di calcio e olivina, insieme ai metalli nichel e ferro. Studi spettroscopici suggeriscono che Eunomia ha regioni con diverse composizioni: una regione più grande dominata da olivina, povera di pirosseni e ricca di metalli, e un'altra regione un po' più piccola sull'estremità meno appuntita, che è visibilmente più ricca di pirosseni, e ha una composizione generalmente basaltica.
Questa composizione indica che il corpo genitore era probabilmente soggetto a processi magmatici, ed è diventato almeno parzialmente differenziato sotto l'influenza del riscaldamento interno nel primo periodo del sistema solare. La gamma di composizioni dei restanti asteroidi eunomiani, formata da una collisione del corpo genitore comune, è abbastanza grande da includere tutte le variazioni superficiali sulla stessa Eunomia. Della maggior parte degli asteroidi di questa famiglia, i più piccoli sono più ricchi di pirosseni della superficie di Eunomia e contengono pochissimi metalli.
Struttura:
Eunomia è il residuo centrale del corpo genitore della sua famiglia, che è stato spogliato della maggior parte del suo materiale di crosta dall'impatto perturbante.
Tuttavia, c'è incertezza sulla struttura interna di Eunomia e la relazione con il corpo genitore. Le simulazioni al computer della collisione sono più coerenti con l'ipotesi che sia un riaccumulo della maggior parte dei frammenti di un corpo genitore completamente frantumato, eppure la densità piuttosto elevata di Eunomia indicherebbe che non si tratta di un cumulo di macerie. Qualunque sia il caso in questo senso, sembra che qualsiasi regione del nucleo metallico, se presente, non sia stata esposta.
Una spiegazione precedente agli ultimi studi delle differenze compositive, che Eunomia è un frammento di mantello di un corpo genitore molto più grande (con un po' di crosta su un'estremità, e un po' di nucleo dall'altro), ma ciò sembra essere escluso da studi della distribuzione di massa di tutta la famiglia. Questi indicano che il frammento più grande (cioè Eunomia) ha circa il 70% della massa del corpo genitore, che è coerente con il fatto che esso sia un residuo centrale, con la crosta e parte del mantello spogliato.
Queste indicazioni sono anche in accordo con le recenti determinazioni di massa che indicano che la densità di Eunomia è tipica degli asteroidi sassosi per lo più intatti, e non con la densità anomalamente bassa di una "pila di macerie" di ~ 1 g/cm ³ che era stata erroneamente riportata in precedenza in altri studi.
Parametri orbitali:
L'orbita di Eunomia lo colloca in una risonanza 7:16 con il pianeta Marte. Il tempo di Lyapunov calcolato per questo asteroide è di 25.000 anni, indicando che occupa un'orbita caotica che cambierà casualmente nel tempo a causa delle perturbazioni gravitazionali dei pianeti.
Orbita mediamente a 2,643 UA dal sole, da 2,149 UA del perielio alle 3,138 UA dell'afelio, con un'eccentricità di 0,187 ed un periodo di rivoluzione di 4,30 anni (1569.687 giorni), infine la sua inclinazione orbitale corrisponde a 11,738° sull'eclittica.
| Longitudine del nodo ascendente | 293,399° |
|---|---|
| Argomento del perielio | 97,577° |
| Anomalia media | 148,829° |
| Par. Tisserand (TJ) | 3,340 |
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A cura di Andreotti Roberto.
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