Hildas familj

Familjen Hilda  är en grupp mörka kolasteroider som ligger bakom huvudbältet mellan Mars och Jupiters banor .

Familjen Hilda bildar inte en sann familj av asteroider , eftersom dess medlemmar inte är fragment av en gemensam föräldrakropp, vilket är typiskt för de flesta andra asteroidfamiljer, utan är helt enkelt en dynamisk grupp av asteroider [1] som rör sig i en 3:a: 2 orbital resonans med Jupiter .

Familjen i sig är ganska ojämnt fördelad längs omloppsbanan och representerar en triangel med tre separata lokala koncentrationer av asteroider vid toppen av figuren, begränsad till tre huvudpositioner som motsvarar de tre Lagrangepunkterna i Jupiter-Solsystemet: två av dem är belägen nära punkterna L 4 och L 5 , och en – i punkten L 3 mittemot Jupiter, i den motsatta delen av dess bana [2] , vilket kan ses från figuren, där asteroiderna i denna familj är markerade i brun. Rörelsen av asteroider i familjen är konstruerad på ett sådant sätt att det är där, vid punkterna L3, L4 och L5, som aphelia av dessa asteroider finns. I det här fallet är en del av asteroiderna fördelade i intervallet mellan huvudkoncentrationerna, och var och en av dem passerar successivt genom alla tre Lagrange-punkterna.

Familjen är uppkallad efter en av dess främsta representanter, asteroiden (153) Hilda , upptäckt 1875 av den österrikiske astronomen Johann Palisa . I augusti 2005 var 411 föremål med eget namn och 546 till med tillfällig beteckning kända. Samtidigt har antalet av denna familj överskridit 1100 asteroider [1] [3] .

Bland representanterna för denna familj kan man möta mörka kolasteroider av spektraltyp C , men de allra flesta asteroider tillhör D- och P - klasser. Dessa två spektralklasser är bland de vanligaste bland asteroiderna i den yttre delen av huvudbältet och Jupiters trojanska asteroider . Många kometkärnor tillhör också samma spektralklasser , vilket indikerar den allmänna mineralogiska sammansättningen av ytan av både kometer och asteroider i den yttre delen av bältet, och i synnerhet asteroider av familjen Hilda. Och detta betyder i sin tur att de kan ha ett gemensamt ursprung [3] .

Dynamics

Familjens asteroider rör sig i banor med halvstora axlar från 3,7 till 4,2 AU. e. från solen, excentricitet från 0,07 till 0,3 och orbital lutning inte mer än 20 ° [3] . Asteroider av denna familj rör sig i resonans med Jupiter 3:2 , vilket betyder att de i två varv av Jupiter runt solen lyckas genomföra tre sådana varv [3] .

Asteroiderna i familjen Hilda representerar i sin helhet en dynamisk triangulär figur med lätt konvexa sidor med ökade koncentrationer vid triangelns hörn som motsvarar Lagrangepunkterna i Jupiter-Solsystemet, ibland även kallad "Hildas triangel" [2] . Asteroidfamiljens bredd på triangelns sidor är cirka 1 AU. Det vill säga vid hörnen är detta värde 20-40% mer. Figuren visar platsen för Hilda-asteroiderna (svarta) mot bakgrunden av alla kända asteroider (grå) till Jupiters omloppsbana den 1 januari 2005 [4] . Men till skillnad från Jupiters trojanska asteroider är de inte styvt bundna till dess Lagrange-punkter , utan ändrar ständigt sin position i förhållande till den, samtidigt som de lyckas undvika farliga närmande till planeten.

Var och en av asteroiderna i familjen Hilda rör sig i sin egen elliptiska bana, men när som helst behåller de tillsammans en triangulär konfiguration. För de flesta asteroider i familjen kan platsen i omloppsbanan vara godtycklig, med undantag för föremål som ligger i den yttre delen av trianglarnas hörn, nära Lagrange-punkterna. Hildas triangel visade sig vara förvånansvärt dynamiskt stabil under lång tid.

Ett typiskt Hilda-familjobjekt har en retrograd rörelse av sin perihelpunkt . I det här fallet är asteroidens medelhastighet desto högre, desto mindre är omloppsbanans excentricitet - de långsammast rörliga asteroiderna är placerade vid triangelns hörn. Asteroiderna i familjen Hilda i aphelion av deras banor, verkar det som, borde komma nära Jupiter, vilket borde destabilisera deras banor med sin gravitation, men justeringen av orbitalelementen hos asteroider över tiden gör det möjligt att undvika detta och närmande av objekt från familjen Hilda till Jupiter förekommer endast nära perihelionen. Dessutom svänger själva topparna något runt Lagrangepunkterna med en period på cirka 2,5 - 3 hundra år.

Förutom att Hildas triangel roterar i samband med Jupiter, observeras även vissa asteroiddensitetsvågor i den - triangeln verkar "andas": trots att asteroiderna inte är stelt bundna till Lagrange-punkterna, utan successivt passerar genom dem är tätheten av asteroider vid triangelns hörn när som helst dubbelt så hög som vid sidorna. Detta beror på det faktum att Hildas asteroider tillbringar större delen av sin tid i omloppsbana, inom 5,0 - 5,5 år, vid triangelns hörn vid aphelion av deras banor, medan rörelsen längs triangelns sidor är mycket snabbare och tar endast 2,5-3 år. Totalt är omloppstiden för dessa asteroider i genomsnitt cirka 7,9 år, vilket motsvarar 2/3 av tiden för Jupiters rotation runt solen.

Även om triangeln är nästan liksidig, finns det fortfarande vissa asymmetrier. Så på grund av förlängningen av Jupiters bana är sidan mellan L4 - L5 något annorlunda än de andra två sidorna. När Jupiter befinner sig vid apheliumet i sin omloppsbana är medelhastigheten för asteroider i dess omedelbara närhet något lägre än för asteroider som finns i andra delar av omloppsbanan, men när Jupiter befinner sig i perihelium är bilden omvänd.

I mittpunkten av triangelns sidor närmar sig Hilda-asteroiderna nära asteroiderna i den yttre delen av huvudbältet, och vid de hörn av triangeln som motsvarar punkterna L4 och L5 närmar de sig de trojanska asteroiderna på Jupiter och korsar till och med deras banor. Det är i dessa skärningsställen mellan de trojanska asteroidernas och Hilda-asteroidernas banor som spridningen av hastigheter mellan dessa asteroider är tydligast uttryckt. Det bör dock noteras att lutningen för de trojanska asteroidernas omloppsbana är nästan dubbelt så stor som lutningen för objekten i familjen Hilda, så bara en fjärdedel av trojanerna har banor som skär med banorna för asteroiderna i denna familj, medan de flesta av trojanerna vid någon tidpunkt övervägande befinner sig utanför Jupiters omloppsbana. , vilket tydligt syns i figuren. Den visar den sfäriska fördelningen av trojanska asteroider runt Lagrange-punkterna. Som ett resultat är dimensionerna på korsningsområdet kraftigt begränsade.

Tätheten av asteroider i skärningsområdet mellan Hildas banor och asteroider i den yttre delen av huvudbältet är i allmänhet högre än när man korsar den trojanska regionen, men hastigheten sprids mellan Hildas asteroider och asteroider i den yttre delen av huvudbältet. bältet är fortfarande mycket mindre än när Hildas asteroider korsar den trojanska regionen.

På grund av närvaron av excentricitet, i processen med deras rörelse längs banorna, varierar hastigheten för asteroiderna i familjen ganska kraftigt med förändringen i avståndet till solen, som ett resultat kan asteroiderna till och med delas in i separata små grupper.

Forskning

De observerade egenskaperna hos rörelsen av asteroider från Hilda-familjen är baserade på data som erhållits som ett resultat av observationer av flera hundra asteroider av denna familj, men ändå är det fortfarande mycket oklart om denna familj. Ytterligare observationer av denna familj kommer säkerligen att utöka antalet medlemmar. Sådana observationer är mest gynnsamma när jorden är mittemot mittpunkterna på triangelns sidor, det vill säga närmast denna familj - vid denna tidpunkt kan ljusstyrkan för dessa Hilda-asteroider närmast oss vara 2,5 m högre än ljusstyrkan för asteroider som är belägna i triangelns hörn. Jorden i sådana positioner är ganska ofta, varje månad.

Det är mycket möjligt att med en mer detaljerad studie av denna familj kommer många teorier om den att behöva revideras eller förbättras på allvar.

De största asteroiderna i denna familj

Se även

• asteroidfamiljen
• Asteroider närmar sig jorden
• Trojanska asteroider
• Damokoider
• kentaurer
• Apollos
• cupids
• Atons

Anteckningar

1. ↑ 1 2 Brož, M.; Vokrouhlický, D. Asteroidfamiljer i första ordningens resonans med Jupiter  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2008. - Vol. 390 , nr. 2 . - s. 715-732 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x . Arkiverad från originalet den 4 mars 2019.
2. ↑ 1 2 Matthias Busch. Triangeln som bildas av Hilda-asteroiderna . EasySky. Hämtad 15 december 2009. Arkiverad från originalet 21 juni 2012. (obestämd)
3. ↑ 1 2 3 4 Ohtsuka, Katsuhito; Yoshikawa, M.; Asher, DJ; Arakida, H.; Arakida, H. Quasi-Hilda komet 147P/Kushida-Muramatsu. Ännu en lång tillfällig satellitfångst av Jupiter  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2008. - Oktober ( vol. 489 , nr 3 ). - P. 1355-1362 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810321 . Arkiverad från originalet den 11 oktober 2017.
4. ↑ Lvov V.N., Smekhacheva R.I., Smirnov S.S., Tsekmeistver S.D. Några drag av rörelsen av asteroider från Hilda-gruppen . - Pulkovo Observatory , 2004. - T. 217. - S. 318-324.  (ryska) (inte tillgänglig länk)

Länkar

• Hilda asteroids  (inte tillgänglig länk)  (engelska)
• Fallet med de saknade  asteroiderna
• Asteroidfamiljer i första ordningens resonans med  Jupiter

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)