Семейство Эос — является довольно крупным семейством астероидов главного пояса. Все астероиды этого семейства движутся по сходным орбитам, это свидетельствует о том, что данное семейство, как, вероятно, и большинство других астероидных семейств, образовалось в результате катастрофического столкновения двух крупных астероидов на заре формирования Солнечной системы. Семейство получило своё название в честь астероида (221) Эос, одного из самых крупных астероидов данного семейства.
В 1918 году, когда японский астроном Киёцугу Хираяма учился в Йельском университете он начал изучать закономерности движения астероидов. Проведя анализ движения множества астероидов, с учётом их эксцентриситета и наклонения орбит, он обнаружил, что некоторые астероиды движутся группами. В том же 1918 году он описал пять таких групп и, среди них, группу Эос, в которую тогда входило 19 астероидов. С тех пор количество членов этого семейства непрерывно росло, достигнув в 1993 году 289 астероидов[1].
Это семейство иногда называют семейством Хираямы, в честь японского астронома К. Хираямы открывшего эти семейства, так как астероиды этого семейства, также как и астероиды ещё четырёх других семейств, имеют одинаковый спектральный и химический состав и образовались в результате разрушения родительского тела.
В настоящее время обнаружено более 4400 членов данного семейства. Внутренняя граница семейства проходит на расстоянии 2,99 а. е., что соответствует орбитальному резонансу с Юпитером 7/3, а внешняя на расстоянии 3,03, что соответствует резонансу 9/4.
Большинство астероидов находятся вблизи внешней границы семейства и лишь некоторые встречаются на более близких к Солнцу орбитах. Распределение астероидов по размеру указывает на то, что возраст семейства составляет не более 1-2 млрд лет[2].
Хираяма предположил, что все эти семейства астероидов образовались при столкновении родительского астероида, из которого образовались астероиды семейства, с другим крупным астероидом и последующего разрушения этого астероида на отдельные небольшие астероиды-фрагменты. Такое объяснение и сегодня весьма популярно в астрономическом сообществе[3]. Исследования астероидов семейства Эос показало, что эти астероиды имеют близкие спектральные характеристики, что лишний раз подтверждает правоту данной теории. К тому же, судя по этим спектрам, до своего разрушения родительский астероид мог претерпеть частичное расплавление и дифференциацию недр, что свидетельствует о довольно большом размере этого астероида. То есть до распада часть более тяжёлых элементов переместилась ближе к ядру, а после наряду с обычными астероидами со сравнительно малой плотностью, образовавшимися из поверхностных слоёв, из близкой к ядру зоны могли образоваться и более плотные астероиды. Но более точное изучение этих астероидов затруднительно, так на протяжении млрд лет своего существование они подвергались процессам космического выветривания[4].