15 यूनोमिया

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15 Eunomia Eunomia symbol (bold).svg
15 Eunomia VLT (2021), deconvolved.pdf
Discovery
Discovered byAnnibale de Gasparis
Discovery siteNaples Obs.
Discovery date29 July 1851
Designations
(15) Eunomia
Pronunciation/juːˈnoʊmiə/[1]
Named after
Eunomia
AdjectivesEunomian /juːˈnoʊmiən/[2]
Orbital characteristics[3]
Epoch July 01, 2021
(JD 2459396.5, heliocentric)
Aphelion3.14 AU (469 Gm)
Perihelion2.15 AU (321 Gm)
2.644 AU (395 Gm)
Eccentricity0.186
4.30 yr (1571 d)
206°
Inclination11.75°
293°
99°
Physical characteristics
Dimensionsc/a = 0.53±0.02[4]
(357×255×212)±15 km[5]
Mean diameter
270±3 km[4]
268 km[5]
Mass(30.5±1.9)×1018 kg[4]
(31.8±0.3)×1018 kg
[(15.97±0.15)×10−12 M☉][5]
Mean density
2.96±0.21 g/cm3[4]
3.14±0.53 g/cm3[5]
6.083 h (0.2535 d)[3]
0.187[4]
0.25±4 geometric (0.84±0.02 BV, 0.45±0.02 UB)[3]
S-type asteroid[3]
7.9[6] to 11.24
5.41[3]
0.29″ to 0.085″

यूनोमिया (लघु ग्रह पदनाम 15 यूनोमिया) आंतरिक [[क्षुद्रग्रह बेल्ट]] में एक बहुत बड़ा क्षुद्रग्रह है। यह पथरीले (एस-प्रकार के क्षुद्रग्रह | एस-प्रकार) क्षुद्रग्रहों में से सबसे बड़ा है, जिसमें 3 जूनो दूसरे स्थान पर है। यह छठे से आठवें स्थान पर (माप अनिश्चितताओं के भीतर) असाधारण क्षुद्रग्रहों की एक सूची है। यह सबसे बड़ा यूनोमिया परिवार है, और इसमें क्षुद्रग्रह बेल्ट के द्रव्यमान का 1% होने का अनुमान है।[7][8] यूनोमिया की खोज 29 जुलाई, 1851 को एनीबेल डी गैस्परिस द्वारा की गई थी, और इसका नाम यूनोमिया (देवी) के नाम पर रखा गया है, जो होरे (घंटे) में से एक है, ग्रीक पौराणिक कथाओं में आदेश और कानून का एक अवतार है।

विशेषताएं

सबसे बड़े एस-प्रकार के क्षुद्रग्रह के रूप में (3 जूनो के बहुत करीब दूसरे होने के साथ), यूनोमिया ने वैज्ञानिक ध्यान की एक सामान्य मात्रा को आकर्षित किया है।

यूनोमिया एक लम्बी लेकिन काफी नियमित रूप से आकार का शरीर प्रतीत होता है, जो अलग-अलग वक्रता के चार पक्षों और विशेष रूप से अलग-अलग औसत रचनाओं के रूप में दिखाई देता है।[9] इसके बढ़ाव ने सुझाव दिया कि यूनुमिया एक द्विआधारी क्षुद्रग्रह वस्तु हो सकती है, लेकिन इसका खंडन किया गया है।[10] यह एक प्रतिगामी और प्रतिगामी गति रोटेटर है, जिसका ध्रुव एक्लिप्टिक समन्वय प्रणाली (β, λ) = (−65°, 2°) की ओर इशारा करता है, जिसमें 10° अनिश्चितता होती है।[9][10]यह लगभग 165° का अक्षीय झुकाव देता है।

परिवार के अन्य सच्चे सदस्यों की तरह, इसकी सतह सिलिकेट्स और कुछ निकल -लोहे से बनी है, और काफी चमकीली है। यूनोमिया की सतह पर निकेल-लौह धातु के साथ कैल्शियम युक्त पाइरॉक्सीन और ओलीवाइन का पता चला है। स्पेक्ट्रोस्कोपी अध्ययनों से पता चलता है कि यूनोमिया में भिन्न संघटन वाले क्षेत्र हैं: ओलिविन का प्रभुत्व वाला एक बड़ा क्षेत्र, जो पाइरोक्सिन-गरीब और धातु-समृद्ध है, और एक गोलार्द्ध पर एक और छोटा क्षेत्र (कम नुकीला अंत) जो कि पाइरोक्सिन में विशेष रूप से समृद्ध है,[9]और आम तौर पर बाजालत संरचना होती है।[11] यह रचना इंगित करती है कि मूल शरीर संभवतः मैगमैटिक प्रक्रियाओं के अधीन था, और सौर मंडल की प्रारंभिक अवधि में आंतरिक ताप के प्रभाव में कम से कम आंशिक रूप से विभेदित हो गया। आम माता-पिता के शरीर की टक्कर से गठित शेष यूनोमिया परिवार की रचनाओं की श्रेणी, यूनोमिया पर ही सभी सतह विविधताओं को शामिल करने के लिए काफी बड़ी है। यूनोमिया की सतह की तुलना में अधिकांश छोटे यूनोमियन क्षुद्रग्रह अधिक प्योरॉक्सिन समृद्ध हैं, और इसमें बहुत कम धात्विक (एम-प्रकार के क्षुद्रग्रह | एम-प्रकार) निकाय होते हैं।

कुल मिलाकर, साक्ष्य की इन पंक्तियों से पता चलता है कि यूनोमिया, यूनोमिया परिवार के मूल निकाय का केंद्रीय अवशेष है, जो कि इसके अधिकांश क्रस्टल सामग्री को बाधित करने वाले प्रभाव से छीन लिया गया था, लेकिन शायद खुद को बाधित नहीं किया गया था। हालांकि, यूनोमिया की आंतरिक संरचना और मूल निकाय से संबंध पर अनिश्चितता है। टकराव का कंप्यूटर सिमुलेशन[12] पूरी तरह से बिखर चुके मूल शरीर के अधिकांश टुकड़ों का पुन: संचय होने के कारण यूनुमिया के साथ अधिक सुसंगत हैं, फिर भी यूनुमिया का काफी उच्च घनत्व यह संकेत देगा कि यह एक मलबे का ढेर नहीं है। इस संबंध में जो कुछ भी मामला है, ऐसा प्रतीत होता है कि कोई धातु कोर क्षेत्र, यदि मौजूद है, तो उसे उजागर नहीं किया गया है।

रचनागत अंतरों की एक पुरानी व्याख्या, कि यूनोमिया एक बहुत बड़े मूल शरीर का एक टुकड़ा है (एक छोर पर थोड़ी पपड़ी के साथ, और दूसरे पर थोड़ा कोर), द्रव्यमान के अध्ययन से इंकार किया गया प्रतीत होता है। पूरे यूनोमिया परिवार का वितरण। ये इंगित करते हैं कि सबसे बड़ा टुकड़ा (अर्थात्, यूनोमिया) मूल शरीर के द्रव्यमान का लगभग 70% है,[13] जो कि यूनोमिया के केंद्रीय अवशेष होने के अनुरूप है, जिसकी पपड़ी और मेंटल का हिस्सा अलग हो गया है।

ये संकेत हाल के द्रव्यमान निर्धारणों के अनुरूप भी हैं जो इंगित करते हैं कि यूनोमिया का घनत्व ज्यादातर अक्षुण्ण पथरीले क्षुद्रग्रहों का विशिष्ट है, न कि असामान्य रूप से कम मलबे का ढेर घनत्व ~1 g/cm3 जो पहले रिपोर्ट किया गया था।

अध्ययन

15 यूनोमिया हबल फाइन गाइडेंस सेंसर (HST) का उपयोग करके क्षुद्रग्रहों का अध्ययन कर रहा था। <रेफरी नाम = टांगा 733-741>Tanga, P.; Hestroffer, D.; Cellino, A.; Lattanzi, M.; Martino, M. Di; Zappalà, V. (1 April 2003). "हबल स्पेस टेलीस्कॉप FGS के साथ क्षुद्रग्रह अवलोकन". Astronomy & Astrophysics. 401 (2): 733–741. Bibcode:2003A&A...401..733T. doi:10.1051/0004-6361:20030032. ISSN 0004-6361.</ref> अध्ययन किए गए क्षुद्रग्रहों में 63 औसोनिया |(63) ऑसोनिया, (15) यूनोमिया, 43 एराडने|(43) एराडने, 44 न्यासा|(44) न्यासा, और 624 हेक्टर|(624) हेक्टर शामिल हैं।<रेफरी नाम= थोंग 733–741 />

कक्षा

15 यूनुमिया की कक्षा इसे मंगल ग्रह के साथ 7:16 माध्य-गति अनुनाद में रखती है। यूनुमिया का उपयोग लघु ग्रह केंद्र द्वारा गड़बड़ी (खगोल विज्ञान) की गणना के लिए किया जाता है।[14]इस क्षुद्रग्रह के लिए संगणित लायपुनोव समय 25,000 वर्ष है, यह दर्शाता है कि यह एक अराजक कक्षा में रहता है जो ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण गड़बड़ी के कारण समय के साथ यादृच्छिक रूप से बदल जाएगा।[15]

यूनुमिया को तीन बार मनोगत तारे देखा गया है। इसका औसत विरोध (खगोल विज्ञान) +8.5 का स्पष्ट परिमाण है,[16] टाइटन (चंद्रमा) # अवलोकन और अन्वेषण की औसत चमक के बराबर, और लगभग सूर्य समीपक विरोध पर +7.9 तक पहुंच सकता है।

छोटा तारा (50278) 2000 CZ12 बीत गया 0.00037 AU (55,000 km; 34,000 mi) यूनोमिया से 4 मार्च 2002 को।[17]


यह भी देखें

  • ग्रह#वस्तुओं को पहले ग्रह माना जाता था

संदर्भ

  1. ↑ Noah Webster (1884) A Practical Dictionary of the English Language
  2. ↑ "Eunomian". Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. (Subscription or participating institution membership required.)
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 JPL data Retrieved 2021-09-29
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56
  5. ↑ 5.0 5.1 5.2 5.3 Baer, James; Chesley, Steven R.; Matson, Robert D. (2011). "Astrometric Masses of 26 Asteroids and Observations on Asteroid Porosity". The Astronomical Journal. 141 (5): 143. Bibcode:2011AJ....141..143B. doi:10.1088/0004-6256/141/5/143. S2CID 121625885.
  6. ↑ Donald H. Menzel & Jay M. Pasachoff (1983). A Field Guide to the Stars and Planets (2nd ed.). Boston, MA: Houghton Mifflin. pp. 391. ISBN 0-395-34835-8.
  7. ↑ Vitagliano, Aldo; Reiner M. Stoss (2006). "New mass determination of (15) Eunomia based on a very close encounter with (50278) 2000CZ12". Astronomy and Astrophysics. 455 (3): L29–L31. Bibcode:2006A&A...455L..29V. doi:10.1051/0004-6361:20065760.
  8. ↑ Pitjeva, E. V. (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research. 39 (3): 176–186. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. S2CID 120467483. Archived from the original (PDF) on 31 October 2008. Retrieved 18 November 2008. Eunomia 0.164E−11 solar masses; asteroid belt 15E−11 solar masses → 1.1%.
  9. ↑ 9.0 9.1 9.2 Nathues, Andreas (2005). "यूनुमिया क्षुद्रग्रह परिवार का वर्णक्रमीय अध्ययन". Icarus. 175 (2): 452–463. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.013.
  10. ↑ 10.0 10.1 Tanga, Paolo (2003). "हबल स्पेस टेलीस्कॉप FGS के साथ क्षुद्रग्रह अवलोकन". Astronomy & Astrophysics. 401 (2): 733–741. doi:10.1051/0004-6361:20030032. S2CID 8977642.
  11. ↑ Reed, Kevin L.; Gaffey, Michael J.; Lebofsky, Larry A. (1997). "Shape and Albedo Variations of Asteroid 15 Eunomia". Icarus. 125 (2): 446. Bibcode:1997Icar..125..446R. doi:10.1006/icar.1996.5627.
  12. ↑ Michel, Patrick; Benz, Willy; Richardson, Derek C. (2004). "पूर्व-बिखरे हुए मूल निकायों का विपत्तिपूर्ण व्यवधान". Icarus. 168 (2): 420–432. Bibcode:2004Icar..168..420M. doi:10.1016/J.ICARUS.2003.12.011. S2CID 18834098.
  13. ↑ Tanga, P.; Cellino, A.; Michel, P.; Zappalà, V.; Paolicchi, P.; Dell'Oro, A. (1999). "On the Size Distribution of Asteroid Families: The Role of Geometry". Icarus. 141 (1): 65–78. Bibcode:1999Icar..141...65T. doi:10.1006/icar.1999.6148.
  14. ↑ "Perturbing Bodies". Minor Planet Center. Retrieved 18 April 2013.
  15. ↑ Šidlichovský, M. (1999), Svoren, J.; Pittich, E. M.; Rickman, H. (eds.), "Resonances and chaos in the asteroid belt", Evolution and source regions of asteroids and comets : proceedings of the 173rd colloquium of the International Astronomical Union, held in Tatranska Lomnica, Slovak Republic, August 24–28, 1998, pp. 297–308, Bibcode:1999esra.conf..297S.
  16. ↑ The Brightest Asteroids Archived 2008-05-11 at the Wayback Machine
  17. ↑ "JPL Close-Approach Data: 50278 (2000 CZ12)". 31 May 2013. Retrieved 8 September 2013.


बाहरी संबंध

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