Asteroidfamiljen

En asteroidfamilj  är en grupp av asteroider som delar ungefär samma orbitala egenskaper, såsom halvstor axel , excentricitet och orbital lutning , till exempel . Asteroiderna som utgör familjen är vanligtvis fragment av större asteroider som kolliderade tidigare och förstördes till följd av denna kollision.

Egenskaper

Stora familjer kan innehålla hundratals stora asteroider och många fler små, varav de flesta förmodligen inte är upptäckta ännu. Små familjer kan bara innehålla ett dussin mer eller mindre stora asteroider. Nästan en tredjedel av asteroiderna i huvudasteroidbältet (från 33 % till 35 %) tillhör olika familjer.

För tillfället har omkring 20-30 familjer av asteroider (officiellt erkända av vetenskapssamfundet) och flera dussin mindre grupper av asteroider som inte har fått officiellt erkännande upptäckts. De flesta av familjerna finns i huvudasteroidbältet, men det finns också de som finns utanför det, till exempel familjen Pallas , den ungerska familjen , familjen Phocaea , vars banor ligger utanför bältet på grund av för stora (för små ) radier eller betydande lutning.

En av familjerna har hittats även bland trans-neptuniska föremål i Kuiperbältet , den är förknippad med dvärgplaneten Haumea [1] . Vissa forskare tror att de trojanska asteroiderna en gång bildades som ett resultat av förstörelsen av en större kropp, men tydliga bevis för detta har ännu inte hittats.

Ursprung och utveckling

Familjerna är förmodligen fragment av stora asteroider som kolliderade och sedan kollapsade. I de flesta fall förstörs föräldraasteroiderna helt under en kollision, men det finns även familjer där föräldrasteroiden förblir intakt. Om föremålet som kolliderade med asteroiden inte var särskilt stort, kan det slå ut många små fragment från asteroiden, som sedan utgör familjen utan att förstöra den själv. Detta inkluderar familjer av asteroider som (4) Vesta , (10) Hygiea och (20) Massalia . De innehåller en stor central kropp och många små asteroider som slagits ut från dess yta. Vissa familjer, som familjen Flora , har en mycket komplex intern struktur som ännu inte har förklarats på ett tillfredsställande sätt. Kanske beror det på att inte en, utan flera stora sammandrabbningar ägde rum under olika historiska perioder.

På grund av det faktum att alla asteroider i familjen bildas från samma föräldrakropp, har de som regel alla samma sammansättning. De enda undantagen är de familjer som bildats av mycket stora asteroider, där den inre differentieringen redan har skett. En framstående representant för en sådan familj är familjen Vesta .

Livslängden för asteroidfamiljer är i storleksordningen en miljard år, beroende på olika faktorer (till exempel lämnar små asteroider familjen snabbare). Detta är flera gånger mindre än solsystemets ålder , så det kunde ha funnits mycket fler sådana familjer tidigare, och de befintliga familjerna av asteroider är faktiskt reliker från det tidiga solsystemet. Det finns två huvudorsaker till sönderfallet av asteroidfamiljen: å ena sidan är detta den gradvisa spridningen av asteroidernas banor på grund av den störande effekten av Jupiters gravitation, och å andra sidan asteroidernas kollision med varandra och deras krossning till mindre fragment. Små asteroider påverkas lätt av olika små störningar, såsom Yarkovsky-effekten , som på grund av asteroidens lilla massa kan avsevärt ändra sin omloppsbana på kort tid, vilket gör att asteroiden gradvis kan flytta in i en bana resonant med Jupiter. Väl där kastas de relativt snabbt ut ur asteroidbältet. Preliminära åldersuppskattningar för de olika familjerna sträcker sig från några miljoner ( familjen Karina ) till flera miljarder år. Som forskare tror finns det väldigt få små asteroider i de gamla familjerna. Frånvaron av små asteroider är huvudkriteriet för att bestämma åldern på asteroidfamiljer.

Det antas att de äldsta familjerna har förlorat nästan alla sina små och medelstora asteroider och endast består av de största asteroiderna. Ett exempel på resterna av sådana familjer är förmodligen asteroiderna (9) Metis och (113) Amalthea . Ett av bevisen på den stora förekomsten av familjer i det förflutna är resultaten av den kemiska analysen av järnmeteoriter. De visar att det vid en tidpunkt fanns minst 50 till 100 stora asteroider där den inre differentieringen inträffade och som, när de förstördes, fungerade som källan till sådana meteoriter.

Familjer definierade

Om du plottar de kända elementen i asteroidbanor på ett diagram av orbital lutning vs. excentricitet (eller halvstor axel), kan du enkelt se koncentrationerna av asteroider i vissa delar av diagrammet. Det här är vad familjer är.

Strängt taget bestäms familjer och deras medlemmar på basis av en analys av de så kallade inre elementen i omloppsbanan , och inte standardoskulerande element , som på grund av olika störande faktorer förändras under flera tusen år, medan de inneboende elementen av omloppsbanan förblir konstant i tiotals miljoner år.

Den japanske astronomen K. Hirayama (1874-1943) var den första som uppskattade de korrekta elementen i asteroidernas banor och var den första som 1918 identifierade de fem största familjerna som bildades som ett resultat av förfallet av en större asteroid. Dessa fem familjer kallas nu ibland för Hirayama-familjerna till hans ära .

Hittills har användningen av speciella datorprogram för att bearbeta resultaten av observationer gjort det möjligt för forskare att identifiera dussintals familjer av asteroider. De mest effektiva algoritmerna är den "hierarkiska klustringsmetoden" (från engelska  Hierarchical Clustering Method , förkortad HCM), som söker efter asteroider med ett litet avstånd mellan sig själva eller till huvudasteroiden, och " wavelet- analysmetoden " (från Engelska  Wavelet Analysis Method , förkortat WAM), som plottar täthetsfördelningen av asteroider och hittar koncentrationer på detta diagram.

Gränserna för familjer är mycket vaga, eftersom det fortfarande finns många andra asteroider runt omkring, så smälter de gradvis samman med huvudbältets allmänna bakgrund vid kanterna. Av denna anledning bestäms antalet till och med relativt välstuderade asteroidfamiljer endast ungefärligt, och det är fortfarande osäkert att tillhöra familjen av asteroider som ligger bredvid den.

Dessutom kan vissa "slumpmässiga" asteroider från den allmänna omgivande bakgrunden på något sätt hamna i de centrala delarna av familjen. Eftersom riktiga familjemedlemmar bör ha ungefär samma kemiska sammansättning, är det i princip fullt möjligt att identifiera sådana asteroider baserat på analysen av deras spektrala egenskaper som inte kommer att sammanfalla med huvudmassan av asteroider i familjen. Det mest slående exemplet på detta fall är den mindre planeten 1 Ceres , som vid en tidpunkt ansågs vara huvudrepresentanten för familjen Gefyon , som sedan kallades familjen Ceres efter den. Senare visade det sig dock att Ceres inte har något med denna familj att göra.

Spektrala egenskaper kan också användas för att bestämma medlemskapet av asteroider som ligger i de yttre regionerna av familjen, som gjordes för familjen Vesta , som har en mycket komplex struktur.

Lista över familjer

Se även

• Asteroid
• Kepleriska element i omloppsbanan

Anteckningar

1. ↑ Michael Brown , Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, En kollisionsfamilj av isiga objekt i Kuiperbältet , Nature, 446 , (mars 2007), s 294-296
2. ↑ 1 2 Florczac M., Barucci MA, Doressoundiram A., Lazzaro D., Angeli CA, Dotto E. En synlig spektroskopisk undersökning av klanen Flora   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Nej . 133 . - S. 233-246 .
3. ↑ Binzel RP, Xu S. Chips av asteroid 4 Vesta: Bevis för moderkroppen av basaltiska akondritmeteoriter   // Vetenskap . - 1993. - Nej . 260 . - S. 186-191 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Buss SJ Kompositionsstruktur i asteroidbältet: Resultat av en spektroskopisk  undersökning . — Massachusetts Institute of Technology , 1999. Arkiverad från originalet den 31 december 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 familj: En synlig spektroskopisk undersökning   // Icarus . — Elsevier , 1999. — Nej . 142 . - s. 445-453 .
6. ↑ Doressoundiram A., Barucci MA, Fulchignoni M. Eos family: A spectroscopic study   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Nej . 131 . - S. 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  (engelska)  // Icarus . — Elsevier , 2000. — Nej . 145 . - S. 4-11 .
8. ↑ Mothé-Diniz T., Di Martino M., Bendjoya P., Doressoundiram A., Migliorini F. Rotationsupplösta spektra av 10 Hygiea och en spektroskopisk studie av Hygiea-  familjen  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Nej . 152 . - S. 117-126 .
9. ↑ V. Zappala , Cellino A., Di Martino M., Migliorini F., Paolicchi P. Marias familj: Fysisk struktur och möjliga implikationer för ursprunget till jätte NEAs   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Nej . 129 . - S. 1-20 .
10. ↑ Di Martino M., Migliorini F., V. Zappala , Manara A., Barbieri C. Veritas-asteroidfamiljen : Anmärkningsvärda spektrala skillnader inuti en primitiv föräldrakropp   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Nej . 127 . - S. 112-120 .
11. ↑ Migliorini F., Manara A., Di Martino M., Farinella P. Hoffmeister-familjen: Inferenser från fysiska data   // Astron . Astrophys.. - 1996. - Nej . 310 . - s. 681-685 .
12. ↑ Burbine TH, Gaffey MJ, Bell JF S-asteroider 387 Aquitania och 980 Anacostia: Möjliga fragment av upplösningen av en spinellbärande moderkropp med CO3/CV3-affiniteter   // Meteoritik . - 1992. - Nej . 27 . - s. 424-434 .

Litteratur

• Benjoya, Philippe; och Vincenzo Zappala; "Asteroid Family Identification", i Asteroids III , sid. 613-618, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• V. Zappala et al, "Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families", i Asteroids III , sid. 619-631, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• A. Cellino et al. "Spectroscopic Properties of Asteroid Families", i Asteroids III , sid. 633-643, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• Hirayama, Kiyotsugu; "Grupper av asteroider förmodligen av gemensamt ursprung", Astronomical Journal , Vol. 31, nr. 743, sid. 185-188 (oktober 1918).
• Nesvorny, David; Bottke Jr., William F.; Dones, Luke; och Levison, Harold F.; "Det senaste upplösningen av en asteroid i huvudbältsregionen", Nature , Vol. 417, sid. 720-722 (juni 2002).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; och Knezević, Zoran; "Asteroidfamiljer I - Identifiering genom hierarkisk klustring och tillförlitlighetsbedömning", Astronomical Journal , Vol. 100, sid. 2030 (december 1990).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; och Milani, Andrea; "Asteroidfamiljer II - Utvidgning till onumrerade multioppositionsasteroider", Astronomical Journal , Vol. 107, sid. 772-801 (februari 1994)
• V. Zappala et al. Asteroid Families: Search of a 12.487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques , Icarus, Vol. 116, sid. 291 (1995.)
• MS Kelley & MJ Gaffey 9 Metis och 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair , Icarus Vol. 144, sid. 27 (2000).

Länkar

• Planetary Data System - Asteroid Families dataset , enligt Zappalà 1995 analys.
• Senaste beräkningar av korrekta element för numrerade mindre planeter på astDys .
• Asteroid (och komet) grupper arkiverade 5 februari 2021 på Wayback Machine av Petr Scheirich (med utmärkta plots).