Familjen Massalia är en grupp av silikatasteroider av klass S i den inre delen av huvudbältet , som rör sig i banor med en mycket liten lutning mot ekliptikan. Cirka 0,8 % av alla kända asteroider i huvudbältet är en del av denna familj.
Denna familj, liksom familjen Vesta , består av asteroiden (20) Massalia och många små fragment som slagits ut ur den som ett resultat av en kollision med en stor kosmisk kropp. Massalia, som är cirka 150 km tvärs över, är den största och mest massiva representanten för denna familj, och koncentrerar mer än 99% av hela familjens massa. Den näst största asteroiden (7760) 1990 RW 3 överstiger inte 7 km i diameter; den och andra asteroider i denna grupp står för mindre än 1% av massan av hela familjen.
Detta är en mycket ung familj, enligt forskare bildades den för bara 150-200 miljoner år sedan. Själva familjen är så att säga uppdelad i två lobformade regioner med stora halvaxlar lika med 2,38 AU. e. och 2,43 a. e. , mellan vilken är asteroiden Massalia. Samtidigt är tätheten av asteroider i dessa områden generellt sett mindre än i den centrala zonen runt Massalia. Det visade sig att en sådan fördelning av asteroider bildades som ett resultat av den långsamma driften av de semi-stora axlarna under påverkan av Yarkovsky-effekten och YORP-effekten . Detaljerad information om dessa strukturer användes för att beräkna familjens ålder [1] .
En del av familjen rör sig i banor med en halvstor axel på 2,42 AU. d.v.s. befinner sig i en stark omloppsresonans med Mars 1:2, vilket gynnar vissa asteroiders utträde från området där de flesta av familjens asteroider finns, och deras övergång till en mer lutande bana [1] .
Familjen Massalia, såväl som familjen Themis , kan vara en källa till interplanetärt dammi en given region av asteroidbältet som är ett resultat av sekundära kollisioner mellan asteroider i dessa familjer [1] [2]
Familjen Massalia rör sig i resonansbanor med Mars med en liten lutning mot ekliptikans plan.
Enligt den statistiska analysen av Zappalà bestämdes det ungefärliga området för fördelningen av orbitala element för asteroider i denna familj
| a sid | ep _ | i sid | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 a. e. | 0,143 | 1,2° |
| max | 2.45 a. e. | 0,175 | 1,75° |
För den moderna astronomiska epoken ges intervallet av orbitala element för de oskulerande banorna för asteroidernas huvudmassa i följande tabell.
| a | e | i | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 a. e. | 0,124 | 0,4° |
| max | 2.45 a. e. | 0,211 | 2,35° |
Analysen av Zappalà 1995 identifierade cirka 42 huvudmedlemmar i familjen, medan i ett senare arbete 2005 [3] identifierades bland 96 944 analyserade asteroider 761 objekt som tillhörde familjen, vilket är cirka 0,8 % av alla kända asteroider i huvudbälten.
Genom spektralanalys identifierades flera asteroider som har samma orbitala element som asteroiderna i familjen, men ändå, på grund av en oöverensstämmelse i spektrala egenskaper, är de inte medlemmar av den. Ett exempel är asteroiden (2316) Jo-Ann Vidno , som "inte klarade urvalet" i denna familj bara för sina spektrala parametrar. En annan asteroid, (2946) Muchacha , som är större än alla asteroider i familjen utom Massalia [1] , ingår inte heller i denna familj, även om den rör sig i en liknande omloppsbana.