Familia Massalia este un grup de asteroizi silicați de clasa S din partea interioară a centurii principale , care se deplasează pe orbite cu o înclinare foarte mică față de ecliptică. Aproximativ 0,8% din toți asteroizii cunoscuți din centura principală fac parte din această familie.
Această familie, precum și familia Vesta , este formată din asteroidul (20) Massalia și multe fragmente mici eliminate din acesta ca urmare a unei coliziuni cu un corp cosmic mare. Massalia, care are o lungime de aproximativ 150 km, este cel mai mare și mai masiv reprezentant al acestei familii, concentrând peste 99% din masa întregii familii. Al doilea cel mai mare asteroid (7760) 1990 RW 3 nu depășește 7 km în diametru; el și alți asteroizi din acest grup reprezintă mai puțin de 1% din masa întregii familii.
Aceasta este o familie foarte tânără, conform oamenilor de știință, s-a format cu doar 150-200 de milioane de ani în urmă. Familia în sine este, parcă, împărțită în două regiuni în formă de lobi cu semi-axe majore egale cu 2,38 UA. e. și 2.43 a. e. , între care se află asteroidul Massalia. În același timp, densitatea asteroizilor în aceste zone este în general mai mică decât în zona centrală din jurul Massaliei. S-a descoperit că o astfel de distribuție a asteroizilor s-a format ca urmare a deplasării lente a semi-axelor majore sub influența efectului Yarkovsky și a efectului YORP . Informații detaliate despre aceste structuri au fost folosite pentru a calcula vârsta familiei [1] .
O parte a familiei care se deplasează pe orbite cu o semi-axă majoră de 2,42 UA. adică se află într-o rezonanță orbitală puternică cu Marte 1:2, ceea ce favorizează ieșirea unor asteroizi din zona în care se află cei mai mulți asteroizi ai familiei, și trecerea lor pe o orbită mai înclinată [1] .
Familia Massalia, precum și familia Themis , pot fi o sursă de praf interplanetarîntr-o anumită regiune a centurii de asteroizi care rezultă din ciocniri secundare între asteroizi din aceste familii [1] [2]
Familia Massalia se deplasează pe orbite rezonante cu Marte cu o ușoară înclinare față de planul eclipticii.
Conform analizei statistice a lui Zappalà, s-a determinat intervalul aproximativ al distribuției elementelor orbitale pentru asteroizii din această familie.
| a p | ep _ | eu p | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 a. e. | 0,143 | 1,2° |
| max | 2.45 a. e. | 0,175 | 1,75° |
Pentru epoca astronomică modernă, gama de elemente orbitale pentru orbitele osculatoare ale masei principale de asteroizi este dată în tabelul următor.
| A | e | i | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 a. e. | 0,124 | 0,4° |
| max | 2.45 a. e. | 0,211 | 2,35° |
Analiza Zappalà 1995 a identificat aproximativ 42 de membri principali ai familiei, în timp ce într-o lucrare ulterioară din 2005 [3] , dintre 96.944 de asteroizi analizați, au fost identificate 761 de obiecte aparținând familiei, ceea ce reprezintă aproximativ 0,8% din toți asteroizii cunoscuți ai familiei. curele principale.
Prin analiza spectrală au fost identificați mai mulți asteroizi care au aceleași elemente orbitale ca asteroizii familiei, dar cu toate acestea, din cauza unei nepotriviri în caracteristicile spectrale, nu sunt membri ai acesteia. Un exemplu este asteroidul (2316) Jo-Ann Vidno , care „nu a trecut de selecție” în această familie doar pentru parametrii săi spectrale. Un alt asteroid, (2946) Muchacha , care este mai mare decât toți asteroizii familiei, cu excepția Massalia [1] , nu este de asemenea inclus în această familie, deși se mișcă pe o orbită similară.