Asteroide familie

En asteroidefamilie  er en gruppe af asteroider, der deler nogenlunde de samme orbitale karakteristika, såsom semi- hovedakse , excentricitet og orbital hældning , for eksempel . Asteroiderne, der udgør familien, er normalt fragmenter af større asteroider, der stødte sammen i fortiden og blev ødelagt som følge af denne kollision.

Karakteristika

Store familier kan indeholde hundredvis af store asteroider og mange flere små, hvoraf de fleste sandsynligvis endnu ikke er opdaget. Små familier kan kun indeholde omkring et dusin mere eller mindre store asteroider. Næsten en tredjedel af asteroiderne i hovedasteroidebæltet (fra 33 % til 35 %) tilhører forskellige familier.

I øjeblikket er omkring 20-30 familier af asteroider (officielt anerkendt af det videnskabelige samfund) og flere dusin mindre grupper af asteroider, der ikke har modtaget officiel anerkendelse, blevet opdaget. De fleste af familierne er i hovedasteroidebæltet, men der er også dem, der findes uden for det, for eksempel Pallas- familien , den ungarske familie , Phocaea-familien , hvis kredsløb ligger uden for bæltet på grund af for stor (for lille) ) radier eller signifikant hældning.

En af familierne er blevet fundet selv blandt trans-neptunske objekter i Kuiperbæltet , den er forbundet med dværgplaneten Haumea [1] . Nogle forskere mener, at de trojanske asteroider engang blev dannet som et resultat af ødelæggelsen af ​​en større krop, men der er endnu ikke fundet klare beviser for dette.

Oprindelse og udvikling

Familierne er formentlig fragmenter af store asteroider, der kolliderede og efterfølgende kollapsede. I de fleste tilfælde bliver forældreasteroiderne fuldstændig ødelagt under en kollision, men der er også familier, hvor forældreasteroiden forbliver intakt. Hvis objektet, der kolliderede med asteroiden, ikke var særlig stort, så kan det slå adskillige små fragmenter ud fra asteroiden, som så udgør familien uden at ødelægge den selv. Dette inkluderer familier af asteroider såsom (4) Vesta , (10) Hygiea og (20) Massalia . De indeholder en stor central krop og mange små asteroider slået ud af dens overflade. Nogle familier, såsom Flora-familien , har en meget kompleks indre struktur, som endnu ikke er blevet tilfredsstillende forklaret. Måske skyldes det, at ikke ét, men flere store sammenstød fandt sted i forskellige historiske perioder.

På grund af det faktum, at alle asteroider i familien er dannet af den samme overordnede krop, har de som regel alle den samme sammensætning. De eneste undtagelser er familierne dannet af meget store asteroider, hvor den indre differentiering allerede har fundet sted. En fremtrædende repræsentant for en sådan familie er Vesta-familien .

Levetiden for asteroidefamilier er i størrelsesordenen en milliard år, afhængigt af forskellige faktorer (for eksempel forlader små asteroider familien hurtigere). Dette er flere gange mindre end solsystemets alder , så der kunne have været meget flere sådanne familier før, og de eksisterende familier af asteroider er faktisk relikvier fra det tidlige solsystem. Der er to hovedårsager til opløsningen af ​​asteroidefamilien: på den ene side er dette den gradvise spredning af asteroidernes baner på grund af den forstyrrende virkning af Jupiters tyngdekraft, og på den anden side kollisionen af ​​asteroider med hinanden og deres knusning til mindre fragmenter. Små asteroider påvirkes let af forskellige små forstyrrelser, såsom Yarkovsky-effekten , der på grund af asteroidens lille masse kan ændre sin bane markant på kort tid, som følge heraf kan asteroiden gradvist bevæge sig ind i en kredsløb resonant med Jupiter. Når de først er der, bliver de relativt hurtigt smidt ud af asteroidebæltet. Foreløbige aldersvurderinger for de forskellige familier spænder fra nogle få millioner ( Karina-familien ) til flere milliarder år. Som videnskabsmænd mener, er der meget få små asteroider i de gamle familier. Fraværet af små asteroider er hovedkriteriet for bestemmelse af asteroidefamiliers alder.

Det antages, at de ældste familier har mistet næsten alle deres små og mellemstore asteroider og kun består af de største asteroider. Et eksempel på resterne af sådanne familier er sandsynligvis asteroiderne (9) Metis og (113) Amalthea . Et af beviserne på den store udbredelse af familier i fortiden er resultaterne af den kemiske analyse af jernmeteoritter. De viser, at der på et tidspunkt var mindst 50 til 100 store asteroider, hvori den indre differentiering fandt sted, og som, når de blev ødelagt, tjente som kilden til sådanne meteoritter.

Familier defineret

Hvis du plotter de kendte elementer af asteroidebaner på et diagram af orbitalhældning vs. excentricitet (eller semi-hovedakse), kan du nemt se koncentrationerne af asteroider i visse områder af diagrammet. Det er hvad familier er.

Strengt taget bestemmes familier og deres medlemmer ud fra en analyse af de såkaldte indre elementer i kredsløbet , og ikke standard oskulerende elementer, som på grund af forskellige forstyrrende faktorer ændrer sig over flere tusinde år, mens de iboende elementer af kredsløbet forbliver konstant i titusinder af år.

Den japanske astronom K. Hirayama (1874-1943) var den første til at estimere de rigtige elementer i asteroidernes kredsløb og var den første til at identificere i 1918 de fem største familier, der blev dannet som et resultat af henfaldet af en større asteroide. Disse fem familier bliver nu nogle gange omtalt som Hirayama-familierne til hans ære .

Til dato har brugen af ​​specielle computerprogrammer til behandling af resultaterne af observationer gjort det muligt for forskere at identificere snesevis af familier af asteroider. De mest effektive algoritmer er "hierarchical clustering method" (fra den engelske  Hierarchical Clustering Method , forkortet HCM), som søger efter asteroider med en lille afstand mellem sig selv eller til hovedasteroiden, og " wavelet analysemetoden " (fra Engelsk  Wavelet Analysis Method , forkortet WAM), som plotter tæthedsfordelingen af ​​asteroider og finder koncentrationer på dette diagram.

Grænserne for familier er meget vage, da der stadig er mange andre asteroider rundt, så ved kanterne smelter de gradvist sammen med hovedbæltets generelle baggrund. Af denne grund bestemmes antallet af endog relativt velundersøgte familier af asteroider kun tilnærmelsesvis, og det er fortsat usikkert, hvad der hører til familien af ​​asteroider, der ligger ved siden af.

Derudover kan nogle "tilfældige" asteroider fra den generelle omgivende baggrund på en eller anden måde ende i de centrale områder af familien. Da ægte medlemmer af familien bør have omtrent samme kemiske sammensætning, er det i princippet meget muligt at identificere sådanne asteroider baseret på analysen af ​​deres spektrale karakteristika, der ikke vil falde sammen med hovedmassen af ​​asteroider i familien. Det mest slående eksempel på denne sag er den mindre planet 1 Ceres , på et tidspunkt betragtet som hovedrepræsentanten for Gefyon-familien , som derefter blev kaldt Ceres-familien efter den. Senere viste det sig dog, at Ceres intet har med denne familie at gøre.

Spektralegenskaber kan også bruges til at bestemme medlemskabet af asteroider placeret i de ydre områder af familien, som det blev gjort for Vesta-familien , som har en meget kompleks struktur.

Liste over familier

Se også

• Asteroide
• Kepleriske elementer i kredsløbet

Noter

1. ↑ Michael Brown , Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, En kollisionsfamilie af iskolde objekter i Kuiperbæltet , Nature, 446 , (marts 2007), s. 294-296
2. ↑ 1 2 Florczac M., Barucci MA, Doressoundiram A., Lazzaro D., Angeli CA, Dotto E. En synlig spektroskopisk undersøgelse af Flora-klanen   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Nej. 133 . - S. 233-246 .
3. ↑ Binzel RP, Xu S. Afhugger asteroide 4 Vesta: Beviser for basaltiske achondritmeteoritters moderlegeme   // Videnskab . - 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 Bus SJ Sammensætningsstruktur i asteroidebæltet: Resultater af en spektroskopisk  undersøgelse . — Massachusetts Institute of Technology , 1999. Arkiveret fra originalen 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 familie: En synlig spektroskopisk undersøgelse   // Icarus . — Elsevier , 1999. — Nej. 142 . - S. 445-453 .
6. ↑ Doressoundiram A., Barucci MA, Fulchignoni M. Eos-familien: En spektroskopisk undersøgelse   // 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-familien: Første spektroskopiske bekræftelse  (engelsk)  // Icarus . — Elsevier , 2000. — Nej. 145 . - S. 4-11 .
8. ↑ Mothé-Diniz T., Di Martino M., Bendjoya P., Doressoundiram A., Migliorini F. Rotationsopløste spektre af 10 Hygiea og en spektroskopisk undersøgelse af Hygiea-  familien  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Nej. 152 . - S. 117-126 .
9. ↑ V. Zappala , Cellino A., Di Martino M., Migliorini F., Paolicchi P. Marias familie: Fysisk struktur og mulige implikationer for oprindelsen af ​​gigantiske NEA'er   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Nej. 129 . - S. 1-20 .
10. ↑ Di Martino M., Migliorini F., V. Zappala , Manara A., Barbieri C. Veritas-asteroidefamilien : Bemærkelsesværdige spektrale forskelle inde i en primitiv moderkrop   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Nej. 127 . - S. 112-120 .
11. ↑ Migliorini F., Manara A., Di Martino M., Farinella P. Hoffmeister-familien: Inferenser fra fysiske data   // Astron . Astrophys.. - 1996. - No. 310 . - s. 681-685 .
12. ↑ Burbine TH, Gaffey MJ, Bell JF S-asteroider 387 Aquitania og 980 Anacostia: Mulige fragmenter af opdelingen af ​​en spinelbærende moderkrop med CO3/CV3 affiniteter   // Meteoritik . - 1992. - Nej. 27 . - S. 424-434 .

Litteratur

• Benjoya, Philippe; og Vincenzo Zappala; "Asteroid Family Identification", i Asteroids III , s. 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 , pp. 619-631, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• A. Cellino et al. "Spectroscopic Properties of Asteroid Families", i Asteroids III , s. 633-643, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• Hirayama, Kiyotsugu; "Grupper af asteroider sandsynligvis af fælles oprindelse", Astronomical Journal , Vol. 31, nr. 743, s. 185-188 (oktober 1918).
• Nesvorny, David; Bottke Jr., William F.; Færdig, Luke; og Levison, Harold F.; "Det nylige opbrud af en asteroide i hovedbælteområdet", Nature , Vol. 417, s. 720-722 (juni 2002).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; og Knezević, Zoran; "Asteroidefamilier I - Identifikation ved hierarkisk clustering og pålidelighedsvurdering", Astronomical Journal , Vol. 100, s. 2030 (december 1990).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; og Milani, Andrea; "Asteroidefamilier II - Udvidelse til unummererede multioppositionsasteroider", Astronomical Journal , Vol. 107, s. 772-801 (februar 1994)
• V. Zappala et al. Asteroid Families: Search of a 12.487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques , Icarus, Vol. 116, s. 291 (1995.)
• MS Kelley & MJ Gaffey 9 Metis and 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair , Icarus Vol. 144, s. 27 (2000).

Links

• Planetary Data System - Asteroid Families datasæt ifølge Zappalà 1995-analysen.
• Seneste beregninger af korrekte elementer for nummererede mindre planeter på astDys .
• Asteroide (og komet) grupper arkiveret 5. februar 2021 på Wayback Machine af Petr Scheirich (med fremragende plots).