A kisebb bolygók családja , az aszteroidák családja , a Hirayama család vagy az összeütközéses család olyan kisebb bolygók összessége, amelyek hasonló pályaelemekkel rendelkeznek (például a fél-fő tengely , az excentricitás vagy az orbitális hajlás ) és amelyek állítólag aszteroidák múltbeli ütközései.
Ezek a családok elsősorban a fő aszteroidaövben találhatók meg , ami megmagyarázza, miért a leggyakoribb az aszteroida család kifejezés. A családok felfedezései a Jupiter trójaiak körében , majd 2006-ban a Kuiper-övön belül fokozatosan vezetik át a koncepció általánosítását a kisebb bolygók családjára.
Ezt a család fogalmat meg kell különböztetni a csoport fogalmától . Mindkét esetben ezek készlet kisbolygók között, amelyek hasonló tulajdonságokkal orbitális de a csoportok csak abból dinamikus jelenségek (és nem az ütközések), és játsszon strukturáló szerepet elrendezése kisebb bolygók a Naprendszer. .
Kiyotsugu Hirayama (1874–1943) japán csillagász volt az első, aki teoretizálta a család fogalmát. 1918-ban megjelent A valószínűleg közös eredetű aszteroidák csoportjai című alapító cikke az akkor hivatkozott 790 aszteroida közül három első családot emel ki, amelyeket kisebb létszámú tagjaik után nevez meg: Coronis (13 azonosított tag), Eos (19) és Themis (22) Bevezeti a család kifejezést és - anélkül, hogy megnevezné - a speciális pálya elemek fogalmát, amely lehetővé teszi számára, hogy kiemelje az egyes családok tagjainak közös származását. Később más családokat is felismert, köztük Flore és Maria családokat .
Dirk Brouwer az ötvenes években folytatta ezt a munkát, és finomította a statisztikai módszereket a családok azonosítására. Az új családokat fokozatosan azonosítják, de a csillagászok között jelentős különbségek vannak, mind az alkalmazandó kritériumok, mind a megtartandó családok listája tekintetében. Az 1980-as években az azonosított családok száma a szerzők szerint 15 és 117 között változhat, és a konszenzus csak a Hirayama által azonosított „klasszikus” családokra vonatkozik.
A családok vizsgálata jó munkát végzett az 1990-es és 2000-es években a hivatkozott kisebb bolygók számának gyors növekedésének és egyúttal a statisztikai feldolgozás erejének, de mindenekelőtt annak is, hogy a konszenzus a szigorúbb azonosítási módszerekről (HCM, WAM, D-kritérium ...). Egy 1995-ben publikált és mintegy 12 500 aszteroida mintáján alapuló tanulmány 26 jól jellemezhető családot azonosít.
A család fogalma az általános fogalom. A kis családokra gyakran utal az angol cluster (vagy cluster franciaul) kifejezés . A pár kifejezést szélsőségesen használják, ha egy halmaz csak két objektumra gravitál együttesen. Egyes csillagászok más kifejezéseket (klán, törzs, csomó ...) javasoltak a helyzetek sokféleségének leírására (többé-kevésbé világos családok, többé-kevésbé elszigeteltek ...), de használatuk továbbra is ritka.
Számos felhasználás létezik együtt. A leggyakoribb módszer a családok (valamint csoportok) kijelölése a legkevesebb létszámú tagok nevével. Egy másik használat a nagyobb tag nevének kiváltsága, ami összhangban van azzal a ténnyel, hogy a nagyobb tagot gyakran "szülőtagnak" tekintik.
Ez a két felhasználás részben megmagyarázza, hogy miért jelölnek meg sok családot különböző nevekkel az idők vagy a szerzők szerint, mivel a vizsgálati módszerek finomodnak: új, nagyobb tag felfedezése, alacsonyabb létszámú új tag felvétele, a család kizárása tag, aki kezdetben a nevét adta a családnak stb.
David Nesvorný , Miroslav Brož és Valerio Carruba csillagászok 2015-ben egy olyan rendszert javasoltak, amely stabil és megosztott felekezetet rögzít a legjobban jellemzett családok számára. Ez a rendszer egy háromjegyű szám kiosztásán alapul, az úgynevezett Family Identifier Number vagy FIN. Az első szám jelzi az érintett Naprendszer zónáját:
Ezt a rendszert azóta más csillagászok is átvették.
A családok pontos száma természeténél fogva lehetetlen. Statisztikai módszerekkel történő jellemzésük sok határesetet generál. Ezenkívül rendszeresen javasolják az új családokat, amelyekről vitát folytatnak elfogadása vagy cáfolása előtt. Néhányan sokáig hipotetikusak maradhatnak.
A szintézis tanulmányokat rendszeresen közzéteszik, és fokozatosan finomítják a legjobban megalapozott családok listáját. Az egyik, amelyet D. Nesvorny, M. Broz és V. Carruba tett közzé 2015-ben, 122 olyan családot sorol fel, amelyekhez hozzáadhatjuk az Eureka családot és a Hauméa családot, amelyeket a tanulmány keretében nem kezeltünk. Javasol egy további 19 jelöltcsaládot tartalmazó listát.
A családokat úgy értelmezik, hogy azok aszteroidák ütközései. Ez az értelmezés K. Hirayama 1920-as évekbeli alapító műveiből származik, és fokozatosan érvényesült. A legtöbb esetben az ütközésről úgy gondolják, hogy mindkét szülő test megsemmisült. Bizonyos esetekben, éppen ellenkezőleg, az ütközés értelmezi a kráter hatása . Ez a helyzet például a Vesta családjaival (a hipotézis a kapcsolatról a Rheasilvia kráterrel a (4) Vesta-on ), a Juno , a Pallas , a Hygeia vagy a Massalia családjairól . Néha beszélünk ebben a kraterizációs család esetében .
Az ütközési eredet megmagyarázza, hogy az esetek túlnyomó többségében a család tagjainak összetétele homogén (a spektrális tulajdonságokon keresztül feltételezve ). Ezt a szempontot a specifikus pályaelemeken túl a családok azonosításának finomítására és a családba nem tartozó lehetséges behatolók azonosítására használják. Kivétel lehet azonban a nagy differenciált testek kráteresítése .
Nagyon kicsi családok, különösen azok, akik elszigeteltek, mint az Eureka család a Mars trójai programjában , más forgatókönyvek vizsgálatához vezettek, például egy kis test egymást követő repedéseit a YORP-hatás okozta . Az ütközés hipotézise azonban továbbra is a legelőnyösebb.
Ütközés során a keletkezett töredékek közötti relatív sebesség alacsony marad a pályájukon lévő aszteroidák mozgási sebességéhez képest. Ez megmagyarázza, hogy a családok szétszóródása több millió évig tart, és így az orbitális elemek tanulmányozása révén azonosíthatók maradnak. A kisebb töredékeket általában nagyobb sebességgel dobják ki, ezért gyorsabban oszlanak el.
A bolygók (elsősorban a Jupiter a fő öv családjai esetében) gravitációs hatása differenciáltan zavarja a töredékek keringését és felgyorsítja a diszperziót. A specifikus orbitális paraméterek kiszámítása lehetővé teszi ennek a jelenségnek a leküzdését, és így a családok könnyebb és relevánsabb azonosítását, különösen a legidősebbeket.
Más nem gravitációs hatások differenciáltan zavarják a töredékek pályáját, különös tekintettel a napfényhez kapcsolódó Yarkovsky és YORP hatásokra . Ezek a jelenségek különösen a család kis tagjait érintik, tovább erősítve az amúgy is gyorsabb elterjedésüket. A töredékek méretük szerinti megoszlásának vizsgálata így lehetővé teszi a családok életkorának, vagyis az ütközés pillanatának megbecsülését.
Szigorúan véve, a tapadás egy aszteroida egy adott család végzi az elemzést a saját pályaelemek, hanem annak simuló orbitális elemeit , az utóbbi Változó alatt rendszeresen időskálán több tízezer napig. „Év. Ami a specifikus orbitális elemeket illeti, ezek a mozgáshoz kapcsolt állandók, amelyek állítólag szinte állandóak maradnak legalább több tízmillió éves periódusok alatt.
A fő öv szokásosan több alcsoportra oszlik, amelyek elsősorban a Kirkwood-résekhez kapcsolódnak . Több vágás lehetséges. Itt a következő bontást tartjuk meg:
Az ismert családok döntő többsége a fő öv I., II. És III. Zónájára koncentrálódik. A legtöbb átlagos lejtése 20 ° -nál kisebb.
Az aszteroidákban sokkal kevésbé sűrű periférikus régiók kevés családot tömörítenek. Ezeket a régiókat a Perifériás csoportok családjai szakasz tárgyalja .
Becslések szerint a fő övben található aszteroidák egynegyede és harmada közismerten családhoz tartozik.
Család | VÉGE | Referens aszteroida | Zónás | Tagok száma | Spektrális típus | Becsült életkor | Megjegyzések |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Vesta | 401 | (4) Vesta | I. zóna | ~ 15 300 | V | ||
Növényvilág | 402 | (8) Flóra | I. zóna | ~ 13 800 | S | ||
Massalia | 404 | (20) Massalia | I. zóna | ~ 6400 | S | ||
Eunomie | 502 | (15) Eunomie | II. Zóna | ~ 5.700 | S | ||
Maria | 506 | (170) Mária | II. Zóna | ~ 2.900 | S | ||
Hygie | 601 | (10) Higiénia | III. Zóna | ~ 4900 | C / B | ||
Themis | 602 | (24) Themis | III. Zóna | ~ 4800 | VS | ||
Coronis | 605 | (158) Coronis | III. Zóna | ~ 5900 | S | ||
Eos | 606 | (221) Eos | III. Zóna | ~ 9800 | K |
A Kiskorú bolygócsaládok listája című cikk a családok részletes listáját tartalmazza.
Család | VÉGE | Referens aszteroida | Csoport | Tagok száma | Spektrális típus | Becsült életkor | Megjegyzések |
---|---|---|---|---|---|---|---|
A fő öv belső kerülete | |||||||
Eureka | (5261) Eureka | A Mars trójaiak / L 5 | ~ 7 | NÁL NÉL | ~ 1 Ga | Azonosítás 2013-ban történt. Az L 5 -ben található 8 trója közül 7-et tartalmaz (2019. május). | |
Hungaria | 003 | (434) Hungária | Hungaria csoport | ~ 3000 | E | 1994-ben azonosították. | |
A fő öv külső kerülete | |||||||
Sylvia | 603 | (87) Sylvia | Cybele csoport | ~ 260 | x | ~ 1,2 vagy 4,2 Ga ? | 2010-ben azonosítva. |
Ulla | 903 | (909) Ulla | Cybele csoport | ~ 26 | x | ||
Huberta | (260) Huberta | Cybele csoport | ~ 48 | ~ 1.1 Ga | 2015-ben azonosítva. | ||
Hilda | 001 | (153) Hilda | Hilda csoport | ~ 410 | VS | ||
Schubart | 002 | (1911) Schubart | Hilda csoport | ~ 350 | VS | ||
Eurybate | 005 | (3548) Eurybate | Jupiter trójaiak / L 4 | ~ 310 | C / P | ~ 1 - 4 Ga | |
Hector | 004 | (624) Hector | Jupiter trójaiak / L 4 | ~ 90 | D | Az első D típusú család azonosítva. | |
Ennomos | 009 | (4709) Ennomos | Jupiter trójaiak / L 5 | ~ 100 | ~ 1-2 Ga | 2011-ben azonosítva. |
Az L 5- ben gravitáló Mars-trójai állatok családjának hipotézisét 2013-ban fogalmazták meg C. és R. de la Fuente Marcos spanyol csillagászok, valamint Apostolos Christou angol csillagász. Hagyományosan az Eureka család nevet viseli, a legnagyobb és a legkisebb (5261) számú Eureka tagjáról is . Mostanra kiderült, hogy az L5-ben gravitáló 8 aszteroidából 7 tartozik.
A Hungaria csoport egy kis excentrikus és közepes hajlású aszteroidák csoportja (jellemzően 15 és 35 ° között), amelyek a Mars és a fő öv között helyezkednek el (jellemzően 1,8 <a <2,0 au ). Az egyik megkülönbözteti a Hungaria családnak nevezett összeütközéses családot . Ez a család tartalmazza a csoport aszteroidáinak többségét, de valóban két külön csoportról van szó. A csoport és a család megkülönböztetésére egyértelműen csak 1994-ben tettek javaslatot.
A Cybele csoport a fő öv külső perifériáján helyezkedik el, a Kirkwood üresedések között, amelyek 2: 1 és 5: 3 rezonanciákhoz kapcsolódnak a Jupiterrel, vagyis a 3,27 <a <3, 70 ua területen . Több ütköző családot fedeztek fel ebben a régióban. Az első, amelyet egyértelműen azonosítottak, a Sylvia család 2010-ben. Két másik család jól dokumentált, ma az Ulla és a Huberta család . Más családokat (például az aszteroidák környékén (522) Helga , (643) Scheherazade , (121) Hermione , (1028) Lydina , (3141) Buchar vagy (107) Camille ) javasoltak, de nem (vagy nem) újra) konszenzus.
A Hilda csoport közvetlenül kapcsolódik a Jupiterrel végzett orbitális rezonancia jelenséghez , 3: 2 rezonancia szinten, ~ 3,9 AU körül . Két ütköző családot azonosítottak ebben a csoportban: Hilda családot és Schubart családot .
A családok tanulmányozása a Jupiter trójaiak körében nehéznek bizonyult. Az 1980-as évek végén, majd az 1990-es vagy 2000-es években publikált tanulmányok először aszteroidapárokat vagy kis klasztereket, majd nagyobb családokat javasoltak. De egy 2011-ben publikált tanulmány később azt mutatta, hogy az eddigiek közül csak az Eurybate családot találták statisztikailag megbízhatónak. Ezért ma az Eurybates családját tekinthetjük elsőként, amelyet egyértelműen azonosítottak a Jupiter trójai programjában. Azóta új családokat javasolnak, különösen azokat a családokat, amelyekben főleg 2000 után felfedezett kicsi trójaiak vesznek részt.
Két 2015-ben és 2016-ban közzétett összefoglaló tanulmány, amelyek 4016 és 5852 trójaiak mintáján alapultak, 6 családot azonosítottak, köztük 4-et az L 4-ben és 2-et az L 5-ben . Különösen meg kell említeni az Eurybate (L 4- ben kb. 310 tag), Ennomos (L 5- ben körülbelül 100 tag) és Hector családokat ( L 4- ben kb. 90 tag).
Úgy tűnik, hogy Hector családja D-típusú aszteroidákat csoportosít , ami az első ilyen típusú, a Naprendszerben azonosított törzscsaládot jelentené.
Család | VÉGE | Referens aszteroida | Csoport | Tagok száma | Spektrális típus | Becsült életkor | Megjegyzések |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Hauméa | (136108) Hauméa | Kuiper öv | ~ 10 | 2006-ban azonosítva. |
A Hauméa család az első család, amelyet 2006-ban azonosítottak a Kuiper-övön belül . 2013-ban továbbra is az egyetlen egyértelműen azonosított transzneptuniai család. Körülbelül tíz tagja van, köztük valószínűleg Hauméa két kis holdja . Egy 2008-ban publikált tanulmány valószínűbbnek tartja, hogy ennek a családnak az eredete két erősen különc szétszórt tárgy, nem pedig maga a Kuiper-öv két objektuma közötti sokk.