Massalia-familien er en gruppe af S-klasse silikatasteroider i den indre del af hovedbæltet , der bevæger sig i baner med en meget lille hældning til ekliptika. Omkring 0,8% af alle kendte hovedbælteasteroider er en del af denne familie.
Denne familie, såvel som Vesta-familien , består af asteroiden (20) Massalia og mange små fragmenter slået ud af den som følge af en kollision med et stort kosmisk legeme. Massalia, som er omkring 150 km på tværs, er den største og mest massive repræsentant for denne familie, der koncentrerer mere end 99% af hele familiens masse. Den næststørste asteroide (7760) 1990 RW 3 overstiger ikke 7 km i diameter; den og andre asteroider fra denne gruppe tegner sig for mindre end 1% af massen af hele familien.
Dette er en meget ung familie, ifølge videnskabsmænd, den blev dannet for kun 150-200 millioner år siden. Selve familien er så at sige opdelt i to fligeformede regioner med store halvakser lig med 2,38 AU. e. og 2,43 a. e. , mellem hvilke er asteroiden Massalia. Samtidig er tætheden af asteroider i disse områder generelt mindre end i den centrale zone omkring Massalia. Det blev fundet, at en sådan fordeling af asteroider blev dannet som et resultat af den langsomme drift af semi-hovedakserne under indflydelse af Yarkovsky-effekten og YORP-effekten . Detaljerede oplysninger om disse strukturer blev brugt til at beregne familiens alder [1] .
En del af familien bevæger sig i kredsløb med en semi-hovedakse på 2,42 AU. dvs. er i en stærk kredsløbsresonans med Mars 1:2, hvilket favoriserer udgangen af nogle asteroider fra det område, hvor de fleste af asteroiderne i familien er placeret, og deres overgang til en mere skrå bane [1] .
Massalia-familien, såvel som Themis-familien , kan være en kilde til interplanetarisk støvi en given region af asteroidebæltet som følge af sekundære kollisioner mellem asteroider i disse familier [1] [2]
Massalia-familien bevæger sig i resonansbaner med Mars med en lille hældning til ekliptikkens plan.
Ifølge den statistiske analyse af Zappalà blev det omtrentlige område af fordelingen af orbitale elementer for asteroider af denne familie bestemt
| en s | ep _ | i p | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 a. e. | 0,143 | 1,2° |
| max | 2.45 a. e. | 0,175 | 1,75° |
For den moderne astronomiske epoke er rækken af orbitale elementer for de oskulerende baner for hovedmassen af asteroider angivet i følgende tabel.
| -en | e | jeg | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 a. e. | 0,124 | 0,4° |
| max | 2.45 a. e. | 0,211 | 2,35° |
Analysen af Zappalà 1995 identificerede omkring 42 hovedmedlemmer af familien, mens der i et senere arbejde i 2005 [3] blandt 96.944 analyserede asteroider blev identificeret 761 objekter tilhørende familien, hvilket er omkring 0,8 % af alle kendte asteroider i hovedremme.
Gennem spektralanalyse blev adskillige asteroider identificeret, der har de samme orbitale elementer som asteroiderne i familien, men ikke desto mindre er de ikke medlemmer af den på grund af et misforhold i spektrale karakteristika. Et eksempel er asteroiden (2316) Jo-Ann Vidno , som "ikke bestod udvælgelsen" i denne familie blot for dens spektrale parametre. En anden asteroide, (2946) Muchacha , som er større end alle asteroider i familien undtagen Massalia [1] , er heller ikke inkluderet i denne familie, selvom den bevæger sig i en lignende bane.