(15) Eunomia
 Obraz uzyskany przez Very Large Telescope | |
| Odkrywca | |
|---|---|
| Data odkrycia | 29 lipca 1851 |
| Numer kolejny | 15 |
| Charakterystyka orbity (J2000) | |
| Przynależność obiektu | |
| Półoś wielka | 2,6429 au |
| Mimośród | 0,1879 |
| Peryhelium | 2,1464 au |
| Aphelium | 3,1394 au |
| Okres obiegu wokół Słońca | 4 lata 108 dni 9 godzin |
| Średnia prędkość | 18,16 km/s |
| Inklinacja | 11,74° |
| Charakterystyka fizyczna | |
| Średnica | 330×245×205 km |
| Masa | 3,26±0,12 × 1019 kg |
| Średnia gęstość | 3,8±0,7 g/cm3 |
| Okres obrotu | (6 h 4 min 59 s) h |
| Albedo | 0,21 |
| Jasność absolutna | 5,28m |
| Typ spektralny | |
| Średnia temperatura powierzchni | śred. ~166 K |
| Satelity naturalne | |
(15) Eunomia – jedna z większych planetoid z pasa głównego.
Odkrycie[edytuj | edytuj kod]
Planetoida została odkryta przez Annibale’a de Gasparisa 29 lipca 1851 w Neapolu. Nazwa pochodzi od Eunomii (Praworządność), która była jedną z hor w mitologii greckiej.
Orbita[edytuj | edytuj kod]
Orbita (15) Eunomii nachylona jest do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 11,74°. Na jeden obieg wokół Słońca ciało to potrzebuje 4 lata i 108 dni, krążąc w średniej odległości 2,64 au od Słońca. Średnia prędkość orbitalna tej planetoidy to ok. 18,16 km/s.
Planetoida ta stała się protoplastką rodziny planetoidy Eunomia, w której to rodzinie jest największym obiektem.
Właściwości fizyczne[edytuj | edytuj kod]
(15) Eunomia ma nieregularny kształt i średnicę ok. 330×245×205 km. Jej albedo wynosi 0,21, a jasność absolutna to 5,28m. Średnia temperatura na jej powierzchni sięga 166 K (maksymalna 260 K, −13 °C). Planetoida ta zalicza się do planetoid typu S.
Obserwacje nieregularnego kształtu tej planetoidy w ruchu wirowym sugerują, że może ona być obiektem podwójnym. Charakteryzuje się wstecznym ruchem obrotowym (oś nachylona jest do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 165º).
Jak i w przypadku innych planetoid z rodziny Eunomii, w skład jej powierzchni wchodzą przede wszystkim krzemiany z domieszkami niklu i żelaza. Zidentyfikowano też bogate w wapń pirokseny i oliwin. Dokładne badania za pomocą metod spektroskopowych ujawniają duże zróżnicowanie budowy powierzchni Eunomii. Występują regiony, gdzie dominuje oliwin i metale, a są one ubogie w piroksen. Istnieje też mniejszy region na jednej półkuli, gdzie znacząco dominuje piroksen i komponenty bazaltowe. Najprawdopodobniej zatem Eunomia miała w swej historii epizody związane z procesami magmotwórczymi we wczesnych stadiach rozwoju Układu Słonecznego.
Ze względu na swój różnorodny skład powierzchni przypuszcza się, że Eunomia mogła być kiedyś częścią dużo większego ciała, które zostało rozbite w wyniku zderzenia z innym dużym obiektem, odsłaniając różne warstwy pod powierzchnią. Również skład i budowa innych członków rodziny planetoidy Eunomii wskazuje na występowanie obiektów, które mogłyby być kiedyś jednym ciałem z Eunomią (np. metaliczne przedstawicielki tej rodziny będące planetoidami typu M).
Zobacz też[edytuj | edytuj kod]
Bibliografia[edytuj | edytuj kod]
- (15) Eunomia w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.)
- (15) Eunomia w bazie Minor Planet Center (ang.)
Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]
- Diagram orbity (15) Eunomia w bazie Jet Propulsion Laboratory (ang.)