休神星
休神星 (90 Antiope，发音： /ænˈtaɪ.əpiː/ an-TY-ə-pee) 是一颗司理星族的联星小行星，于1866年10月1日被卡尔·特奥多尔·罗伯特·路德发现，而在2000年发现它实际上包括两颗几乎同样大小互绕着的小行星，平均直径大约是88公里和84公里，这两颗都在500大小行星的名单上。
.jpg) 艺术家绘制的休神星双小行星想象图 | |||||||||||||
| 发现 | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 发现者 | 卡尔·特奥多尔·罗伯特·路德 | ||||||||||||
| 发现日期 | 1866年10月1日 | ||||||||||||
| 编号 | |||||||||||||
| 其它名称 | 1952 BK2[1] | ||||||||||||
| 小行星分类 | 主带小行星[1] (司理星族) | ||||||||||||
| 轨道参数[1] | |||||||||||||
| 历元 2010年7月23日 (JD 2455400.5) | |||||||||||||
| 远日点 | 545.94 Gm 3.6494 AU | ||||||||||||
| 近日点 | 398.02 Gm 2.6606 AU | ||||||||||||
| 半长轴 | 471.19 Gm 3.1550 AU | ||||||||||||
| 离心率 | 0.15670 | ||||||||||||
| 轨道周期 | 2046.9 d (5.60 yr) | ||||||||||||
| 平均轨道速度 | 16.66 公里/秒 | ||||||||||||
| 平近点角 | 304.12° | ||||||||||||
| 轨道倾角 | 2.2195° | ||||||||||||
| 升交点黄经 | 70.21° | ||||||||||||
| 近日点参数 | 242.96° | ||||||||||||
| 物理特征 | |||||||||||||
| 大小 | 93.0×87.0×83.6 公里[2] 87.8 ± 1.0 km[2] | ||||||||||||
| 质量 | 8.3×1017 公斤 (整个系统)[3] ~ 4.1−4.2 ×1017 kg (components) | ||||||||||||
| 平均密度 | 1.25 ± 0.05 g/cm³ (each)[4] | ||||||||||||
| 表面重力 | variable; ~ 0.03−0.04 m/s² | ||||||||||||
赤道逃逸速度 | variable; ~ 35−40 m/s | ||||||||||||
| 自转周期 | 0.687 d (16.50 h).[5] | ||||||||||||
| 几何反照率 | 0.060[6] | ||||||||||||
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| 光谱类型 | C型[7] | ||||||||||||
| 绝对星等(H) | 8.27 (together)[1] 9.02 (each component) | ||||||||||||
命名
在休神星名字前面的数字表示这是第90颗被发现的小行星。它的名称来自希腊神话，但是仍在争议这是来自亚马逊的安地欧普，还是安费恩和宙斯的母亲安地欧普。
特征
安地欧普的轨道在小行星带核心区域外侧1/3处，并且是司理星族的成员。与这一区域的小行星一样，它是暗淡的C-型光谱小行星，显示它是以碳质为主要组成分的小行星。低密度 (1.3±0.2 g/cm³) 的成分 (见下文) 表明它是重大的多孔结构 (>30%)，显示是砾石堆结构的小行星，可能是以前的小行星碰撞后的碎片累积而成的 (可能是形成司理星族的)。
成员之一似乎有个68公里的碗状撞击坑，可能是将原始的休神星撞击成近似相等两颗的一次猛烈撞击造成的结果[8]。经过计算，冲击者的直径应该超过17公里[9]。但使用凯克II望远镜也不能解析出这个坑穴，所以使用30米级的望远镜或太空天文台将能确认其是否真实。
在1980年6月11日，观测到休神星的掩星现象，并提出了观测报告。
双小行星
| 发现[11] | |
|---|---|
| 发现者 | W. J. Merline、L. M. Close、 J. C. Shelton、C. Dumas、 F. Menard、C. R. Chapman、 和D. C. Slater |
| 发现日期 | 2000年8月10日[10] |
| 编号 | |
| 小行星分类 | 主带小行星 (司理星族) |
| 轨道参数[3] | |
| 半长轴 | 171 ± 1 公里 |
| 离心率 | <0.006 |
| 轨道周期 | 0.687713 ± 0.00004 d (16.5051 ± 0.0001 h) |
| 平均轨道速度 | 18.0 m/s |
| 隶属天体 | (90) 休神星的联星 |
| 物理特征 | |
| 大小 | 89.4×82.8×79.6 公里[2] 83.8 ± 1.0 公里[2] |
| 质量 | ~ 8.1−8.5 ×1017 公斤[4] |
赤道逃逸速度 | 变动的； ~ 35−40 m/s |
| 自转周期 | 0.687 日 (16.50 小时)[5] |
| 绝对星等(H) | 9.02 |
休神星最显著的特点是包含两个大小几乎相等的成员（在质量上的差异小于2.5%[12]），使它成为真正的小行星联星[13]。它的联星本质是2000年8月10日一群在毛纳基山使用凯克望远镜自适应光学系统的日本天文学家发现的[11]。这"伴星"被标示为S/2000 (90) 1。在这之前，IRAS曾经建议这颗小行星的直径有120公里[1]。
每个成员的直径是86±1 公里，两者中心仅相距171公里[3]，这意味着，这两颗伴星之间分离的间隙与个别的值径相当。这两颗天体绕着在它们之间共同的质量中心运转着，离心率低于0.006，轨道周期大约是16.5小时[3]。每隔几年，从地球会观察到这两颗小行星有一段时期会互相遮蔽[5]。依据约翰内斯·开普勒的第三定律，可以从轨道周期和大小推导出这些成员的质量和密度。
这两个成员共有的轨道轴线指向接近黄道座标 (β, λ) = (200°, 38°)[4]，但有着2度的不确定[4]，与这个系统绕日公转的轨道平面倾斜约63 °。
使用自适应光学在8-10米级望远镜和共同事件的光电光度计曲线完整的观察了几个月，提供和补充了一些其它的输入量，推导出完整的一套物理参数 (成员的形状、表面散射、体机密度、和内部属性)。形状的模型考虑到成员轻微的非球型，大小比率为0.95 (平均的半径是42.9公里)，和展示出均质旋转物体的平衡性。比较了2003年掠掩事件的光度曲线，认为成员真实的形状与洛希平衡的图型相距不远 (大约超过10%)。
参考资料
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 JPL Small-Body Database Browser: 90 Antiope. 2010-06-13 [2010-07-08]. （原始内容存档于2020-10-28）.
- ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Wm. Robert Johnston. (90) Antiope and S/2000 (90) 1. Johnston's Archive. 2008-11-23 [2008-01-23]. （原始内容存档于2011-02-12）.
- ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 90 Antiope A & B （页面存档备份，存于互联网档案馆）, online data sheet, F. Marchis
- ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 Descamps et al., 2007, Icarus article published in April 2007. [2020-12-16]. （原始内容存档于2020-03-15）.
- ^ 5.0 5.1 5.2 "T. Michałowski; et al. Eclipsing binary asteroid 90 Antiope. Astronomy & Astrophysics. 2004, 423 (3): 1159. Bibcode:2004A&A...423.1159M. doi:10.1051/0004-6361:20040449.
- ^ Supplemental IRAS Minor Planet Survey. [2011-09-10]. （原始内容存档于2010-01-17）.
- ^ PDS spectral class data. [2011-09-10]. （原始内容存档于2010-01-17）.
- ^ Marchis, Franck; Enriquez, J. E.; Emery, J. P.; Berthier, J.; Descamps, P. The Origin of the Double Main Belt Asteroid (90) Antiope by Component-Resolved Spectroscopy. DPS meeting #41. American Astronomical Society. 2009 [2009-11-08]. （原始内容存档于2019-06-22）.
- ^ Descamps, P.; Marchis; Michalowski; Berthier; Pollock; Wiggins; Birlan; Colas; Vachier; Fauvaud; Sareyan; Pilcher; Klinglesmith. A giant crater on 90 Antiope?. Icarus. 2009, 203 (1): 102–111. Bibcode:2009Icar..203..102D. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.022.
- ^ 90 Antiope: Raw Keck Image. SWrI Press Release. August 2000 [2009-10-20]. （原始内容存档于2020-09-17）.
- ^ 11.0 11.1 IAUC 7503. [2011-09-10]. （原始内容存档于2017-09-04）.
- ^ F. Marchis, F. Descamps, P. Hestroffer, and I. de Pater; Descamps; Hestroffer; Berthier; De Pater. Fine Analysis of 121 Hermione, 45 Eugenia, and 90 Antiope Binary Asteroid Systems With AO Observations. Bulletin of the American Astronomical Society. 2004, 36: 1180. Bibcode:2004DPS....36.4602M.
- ^ Satellites and Companions of Minor Planets. IAU / CBAT. 2009-09-17 [2009-10-14]. （原始内容存档于2011-01-21）.
外部链接
- Discovery of Companions to Asteroids 762 Pulcova and 90 Antiope （页面存档备份，存于互联网档案馆） SWrI Press Release.
- Data on (90) Antiope from Johnston's archive（页面存档备份，存于互联网档案馆） (maintained by W. R. Johnston)
- online data on the Antiope system maintained by F. Marchis; includes images and simulated occultation movies.
- ESO Press-Release published on May 29, 2007 The Impossible Siblings
- UC-Berkeley Press-Release published on May 29, 2007 （页面存档备份，存于互联网档案馆） Binary asteroid revealed as twin rubble piles
- Antiope, a true binary asteroid, The Planetary Society weblog, E. Lakdawalla, 11 April 2007.
- 休神星 at the JPL Small-Body Database
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