소행성 10537 (1991 RY16)은 희귀합니다. 그것은 현무암으로 구성되어있다 (즉,이“베스토 이드 (Vestoid)”는 소행성 1991 RY16을 포함하여 3 개의 알려진 고립 된 몸을 제외하고는 대부분의 현무암 소행성을 구성한다. 따라서 과학자들은 1991 RY16의 진화를 이해하는 데 매우 관심이있다. 태양계와 왜 더 현무암의 소행성이 없는가?
소행성대는 화성과 목성 궤도 사이의 공간의 양을 차지합니다. 벨트에는 수천 개의 알려진 암석 체가 있지만 질량의 절반은 네 가지 주요 소행성에서 발견 될 수 있습니다. 세레스, 4 베스타, 2 팔라스 및 10 위생. 세레스는 실제로 직경이 900km (560 마일)가 넘고 모양이 불규칙한 다른 소행성과 달리 대략 구형이므로 작은 (또는 왜소한) 행성으로 분류됩니다. 큰 소행성 베스타는 약 35 억 년 전에 태양계가 형성되는 동안 큰 영향을 받았으며이 충돌로 인한 잔해 (총 질량의 약 1 %)는 베스타의 궤도 (약 2.4 AU) 주위에 흩어져 있습니다. 이 Vestoids는 일반적으로 소행성 벨트 의이 지역에서 많은 현무암 소행성을 설명합니다.
그렇다면 1991 RY16은 어디로 오나요? 하와이 대학 천문학 연구소 (IfA)의 연구원들은 이전 연구 후 Sloan Digital Sky Survey Moving Object Catalog를 활용 한 물체의 분석을 수행했습니다. IfA 천문학자는 광학 및 근적외선 관측을 사용하여 1991 RY16의 분광 데이터를 도출하여 소행성 벨트의 소행성 그룹과 관련이 있는지 여부를 확인했습니다. 현무암 표면 성분이 소그룹의 소행성 그룹과 일치하지 않는 것으로 나타 났으며 궤도 반경이 방정식에 작용하면 어떤 그룹에서도 이동할 수 없을 가능성이 높습니다. 1991 RY16은 소행성 외상으로 보인다…
첫째, 5-15km 너비의 소행성이 더 일반적인 Vestoid에서 제외되어야했습니다. 1991 년 초부터 RY16은 알려진 Vestoid와 원격으로 가까운 분광법이 아닙니다. 3 : 1 목성 궤도 공명 (2.5 AU 거리)을 초과하는 궤도는 공명을 통해 2.4 AU에서 현재 궤도 2.85 AU까지 이동할 수 없었 음을 나타냅니다. 더 큰 행성의 공명 공명은 소행성 벨트 집단에서 분리를 일으켜 그들을 궤도로 한정합니다. 따라서 1991 년 RY16은 35 억년 전 베스타 영향 사건에서 비롯된 것이 아닙니다. 알려진 소행성의 위치를보고차트 사진), IfA 그룹은 1991 년 RY16과 인접 소행성 그룹 (예 : Gefion 및 Eos)의 연관성을 배제했습니다. 분 광학적 증거가 거의없고 소행성이 단순히 표류 할 가능성은 없습니다 (이상한 Yarkovsky를 고려한 후에도) 작은 암석 체를 예측하는 효과는 열 광자의 이방성 방출로 인해 궤도에서 작은 편향을 경험합니다).
남은 설명은 1991 년 RY16의 궤도 근처에 큰 소행성이있을 수 있습니다. 1991 RY16의 분광 분석은 그것이 다른 차별화 된 소행성과는 다른 덩어리 일 수 있음을 보여줍니다. 더 많은 분석이 필요하지만, 직경이 ~ 140km 인 349 Dembowska는 부모 소행성이 될 수 있습니다. IfA 연구원들은 1991 RY16의 표면 구성과 일치하는이 가능한 충돌로 인한 다른 잔해가 있는지 확인하기 위해 더 많은 관측이 필요하다는 것을 지적하고 싶어합니다.
이 흥미로운 연구에 대한 자세한 내용은 아래 논문을 확인하십시오.
출처 : "분 광학적으로 고유 한 메인 벨트 소행성 : 10537 (1991 RY16)"(arXiv pdf)
