Familia de asteroizi

O familie de asteroizi  este un grup de asteroizi care au aproximativ aceleași caracteristici orbitale, cum ar fi semi- axa majoră , excentricitatea și înclinarea orbitalei , de exemplu . Asteroizii care alcătuiesc familia sunt de obicei fragmente de asteroizi mai mari care s-au ciocnit în trecut și au fost distruși în urma acestei coliziuni.

Caracteristici

Familiile mari pot conține sute de asteroizi mari și mulți alții mici, dintre care majoritatea probabil nu sunt încă descoperiți. Familiile mici pot conține doar aproximativ o duzină de asteroizi mai mult sau mai puțin mari. Aproape o treime dintre asteroizii din centura principală de asteroizi (de la 33% la 35%) aparțin unor familii diferite.

În acest moment, au fost descoperite aproximativ 20-30 de familii de asteroizi (recunoscuți oficial de comunitatea științifică) și câteva zeci de grupuri mai mici de asteroizi care nu au primit recunoaștere oficială. Majoritatea familiilor se află în centura principală de asteroizi, dar există și cele care se găsesc în afara acesteia, de exemplu, familia Pallas , familia maghiară , familia Phocaea , ale căror orbite se află în afara centurii din cauza prea mari (prea mici). ) raze sau înclinare semnificativă.

Una dintre familii a fost găsită chiar și printre obiectele trans-neptuniene din centura Kuiper , este asociată cu planeta pitică Haumea [1] . Unii cercetători cred că asteroizii troieni s- au format cândva ca urmare a distrugerii unui corp mai mare, dar dovezi clare în acest sens nu au fost încă găsite.

Origine și evoluție

Familiile sunt probabil fragmente de asteroizi mari care s-au ciocnit și s-au prăbușit ulterior. În cele mai multe cazuri, asteroizii părinte sunt complet distruși în timpul unei coliziuni, dar există și familii în care asteroidul părinte rămâne intact. Dacă obiectul care s-a ciocnit cu asteroidul nu a fost foarte mare, atunci poate elimina numeroase fragmente mici din asteroid, care apoi alcătuiesc familia fără a o distruge în sine. Aceasta include familii de asteroizi precum (4) Vesta , (10) Hygiea și (20) Massalia . Acestea conțin un corp central mare și mulți asteroizi mici doborâți de pe suprafața sa. Unele familii, precum familia Flora , au o structură internă foarte complexă, care nu a fost încă explicată satisfăcător. Poate că se datorează faptului că nu una, ci mai multe ciocniri majore au avut loc în diferite perioade istorice.

Datorită faptului că toți asteroizii familiei sunt formați din același corp părinte, de regulă, toți au aceeași compoziție. Singurele excepții sunt familiile formate din asteroizi foarte mari, unde diferențierea interioară a avut deja loc. Un reprezentant proeminent al unei astfel de familii este familia Vesta .

Durata de viață a familiilor de asteroizi este de ordinul unui miliard de ani, în funcție de diverși factori (de exemplu, asteroizii mici părăsesc familia mai repede). Aceasta este de câteva ori mai mică decât vârsta sistemului solar , așa că ar fi putut exista mult mai multe astfel de familii înainte, iar familiile existente de asteroizi, de fapt, sunt relicve ale sistemului solar timpuriu. Există două motive principale pentru dezintegrarea familiei de asteroizi: pe de o parte, aceasta este dispersarea treptată a orbitelor asteroizilor din cauza efectului perturbator al gravitației lui Jupiter și, pe de altă parte, ciocnirea asteroizilor între ei. și zdrobirea lor în fragmente mai mici. Asteroizii mici sunt ușor afectați de diverse mici perturbații, cum ar fi efectul Yarkovsky , care, datorită masei mici a asteroidului, își poate schimba semnificativ orbita într-o perioadă scurtă de timp, ca urmare, asteroidul se poate muta treptat într-un orbita rezonând cu Jupiter. Odată ajuns acolo, sunt aruncați relativ repede din centura de asteroizi. Estimările preliminare de vârstă pentru diferitele familii variază de la câteva milioane ( familia Karina ) la câteva miliarde de ani. După cum cred oamenii de știință, există foarte puțini asteroizi mici în vechile familii. Absența asteroizilor mici este principalul criteriu pentru determinarea vârstei familiilor de asteroizi.

Se presupune că cele mai vechi familii și-au pierdut aproape toți asteroizii mici și medii și constau doar din cei mai mari asteroizi. Un exemplu de rămășițe ale unor astfel de familii sunt probabil asteroizii (9) Metis și (113) Amalthea . Una dintre dovezile prevalenței mari a familiilor în trecut sunt rezultatele analizei chimice a meteoriților de fier. Ei arată că la un moment dat existau cel puțin 50 până la 100 de asteroizi mari în care s-a produs diferențierea interioară și care, atunci când au fost distruși, au servit drept sursă pentru astfel de meteoriți.

Familii definite

Dacă trasați elementele cunoscute ale orbitelor asteroizilor pe o diagramă a înclinării orbitale în funcție de excentricitate (sau semi-axa majoră), puteți vedea cu ușurință concentrațiile de asteroizi în anumite zone ale diagramei. Asta sunt familiile.

Strict vorbind, familiile și membrii lor sunt determinate pe baza unei analize a așa-numitelor elemente intrinseci ale orbitei , și nu a elementelor osculatoare standard , care, din cauza diferiților factori perturbatori, se modifică pe parcursul a câteva mii de ani, în timp ce elementele intrinseci ale orbitei rămân constante timp de zeci de milioane de ani.

Astronomul japonez K. Hirayama (1874-1943) a fost primul care a estimat elementele adecvate ale orbitelor asteroizilor și a fost primul care a identificat în 1918 cele cinci mari familii formate ca urmare a dezintegrarii unui asteroid mai mare. Aceste cinci familii sunt acum uneori denumite familiile Hirayama în onoarea lui .

Până în prezent, utilizarea unor programe speciale de calculator pentru procesarea rezultatelor observațiilor a permis oamenilor de știință să identifice zeci de familii de asteroizi. Cei mai eficienți algoritmi sunt „metoda de grupare ierarhică” (din engleza  Hierarchical Clustering Method , prescurtată ca HCM), care caută asteroizi cu o distanță mică între ei sau față de asteroidul principal și „ metoda de analiză wavelet ” (de la Wavelet Analysis Method ,  abreviat WAM), care grafică distribuția densității asteroizilor și găsește concentrațiile pe această diagramă.

Granițele familiilor sunt foarte vagi, deoarece există încă mulți alți asteroizi în jur, apoi la margini se contopesc treptat cu fundalul general al centurii principale. Din acest motiv, numărul familiilor de asteroizi chiar și relativ bine studiate este determinat doar aproximativ, iar apartenența la familia de asteroizi situată lângă aceasta rămâne tocmai incertă.

În plus, unii asteroizi „aleatorii” din mediul ambiental general pot ajunge cumva în regiunile centrale ale familiei. Deoarece membrii adevărați ai familiei ar trebui să aibă aproximativ aceeași compoziție chimică, este, în principiu, foarte posibil să se identifice astfel de asteroizi pe baza analizei caracteristicilor lor spectrale care nu vor coincide cu masa principală de asteroizi a familiei. Cel mai frapant exemplu al acestui caz este planeta minoră 1 Ceres , considerată la un moment dat principalul reprezentant al familiei Gefyon , care a fost numită apoi familia Ceres după ea. Mai târziu, însă, s-a dovedit că Ceres nu are nicio legătură cu această familie.

Caracteristicile spectrale pot fi, de asemenea, utilizate pentru a determina apartenența asteroizilor localizați în regiunile exterioare ale familiei, așa cum sa făcut pentru familia Vesta , care are o structură foarte complexă.

Lista familiilor

Vezi și

• Asteroid
• Elementele kepleriene ale orbitei

Note

1. ↑ Michael Brown , Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, A collisional family of icy objects in the Kuiper belt , Nature, 446 , (martie 2007), pp. 294-296
2. ↑ 1 2 Florczac M., Barucci MA, Doressoundiram A., Lazzaro D., Angeli CA, Dotto E. A visible spectroscopic survey of the Flora clan   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Nr. 133 . - P. 233-246 .
3. ↑ Binzel RP, Xu S. Chips off asteroid 4 Vesta: Evidence for the parent body of bazaltic acondrite meteoritis   // Science . - 1993. - Nr. 260 . - P. 186-191 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Bus SJ Structura compozițională în centura de asteroizi: Rezultatele unui  studiu spectroscopic . — Massachusetts Institute of Technology , 1999. Arhivat din original pe 31 decembrie 2014.
5. ↑ Lazzaro D., Mothé-Diniz T., Carvano JM, Angeli C., Betzler, AS, Florczac M., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Barucci MA, Dotto E., Bendjoya P. Eunomia family: A visible spectroscopic survey   // Icarus . — Elsevier , 1999. — Nr. 142 . - P. 445-453 .
6. ↑ Doressoundiram A., Barucci MA, Fulchignoni M. Eos family: A spectroscopic study   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Nr. 131 . - P. 15-31 .
7. ↑ V. Tsappala, Bendjoya P., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Manara A., Migliorini F. Fugitives from Eos family: First spectroscopic confirmation  (English)  // Icarus . — Elsevier , 2000. — Nr. 145 . - P. 4-11 .
8. ↑ Mothé-Diniz T., Di Martino M., Bendjoya P., Doressoundiram A., Migliorini F. Rotationally resolved spectre of 10 Hygiea and a spectroscopic study of the Hygiea  family  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Nr. 152 . - P. 117-126 .
9. ↑ V. Zappala , Cellino A., Di Martino M., Migliorini F., Paolicchi P. Maria's family: Physical structure and possible implications for the origine of giant NEAs   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Nr. 129 . - P. 1-20 .
10. ↑ Di Martino M., Migliorini F., V. Zappala , Manara A., Barbieri C. Familia de asteroizi Veritas : Remarkable spectral differents inside a primitive parent body   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Nr. 127 . - P. 112-120 .
11. ↑ Migliorini F., Manara A., Di Martino M., Farinella P. The Hoffmeister family: Inferences from physical data   // Astron . Astrophys.. - 1996. - Nr. 310 . - P. 681-685 .
12. ↑ Burbine TH, Gaffey MJ, Bell JF S-asteroids 387 Aquitania and 980 Anacostia: Posible fragments of the breakup of a spinel-bearing parent body with CO3/CV3 afinities   // Meteoritics . - 1992. - Nr. 27 . - P. 424-434 .

Literatură

• Benjoya, Philippe; și Vincenzo Zappala; „Identificarea familiei de asteroizi”, în Asteroids III , pp. 613-618, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• V. Zappala și colab., „Proprietățile fizice și dinamice ale familiilor de asteroizi”, în Asteroids III , pp. 619-631, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• A. Cellino şi colab. „Proprietăți spectroscopice ale familiilor de asteroizi”, în Asteroizii III , pp. 633-643, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• Hirayama, Kiyotsugu; „Grupuri de asteroizi probabil de origine comună”, Astronomical Journal , voi. 31, nr. 743, pp. 185-188 (octombrie 1918).
• Nesvorny, David; Bottke Jr., William F.; Gata, Luke; și Levison, Harold F.; „Recenta destrămare a unui asteroid în regiunea centurii principale”, Nature , Vol. 417, pp. 720-722 (iunie 2002).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; și Knezević, Zoran; „Familiile de asteroizi I – Identificarea prin grupare ierarhică și evaluarea fiabilității”, Astronomical Journal , voi. 100, p. 2030 (decembrie 1990).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; și Milani, Andrea; „Familiile de asteroizi II – Extindere la asteroizi multiopoziție nenumărate”, Astronomical Journal , voi. 107, pp. 772-801 (februarie 1994)
• V. Zappala și colab.. Familii de asteroizi: căutarea unui eșantion de 12.487 de asteroizi folosind două tehnici diferite de grupare , Icarus, voi. 116, p. 291 (1995.)
• MS Kelley și MJ Gaffey 9 Metis și 113 Amalthea: O pereche de asteroizi genetici , Icarus Vol. 144, p. 27 (2000).

Link -uri

• Sistemul de date planetare - set de date pentru familiile de asteroizi , conform analizei Zappalà din 1995.
• Ultimele calcule ale elementelor adecvate pentru planetele minore numerotate la astDys .
• Grupuri de asteroizi (și comete) Arhivat 5 februarie 2021 la Wayback Machine de Petr Scheirich (cu intrări excelente).