Hildas familie

Hilda-familien  er en gruppe af mørke kulstofasteroider, der ligger bag hovedbæltet mellem Mars og Jupiters kredsløb .

Hilda-familien danner ikke en ægte familie af asteroider , da dens medlemmer ikke er fragmenter af en fælles forældrekrop, hvilket er typisk for de fleste andre asteroidefamilier, men blot er en dynamisk gruppe af asteroider [1] der bevæger sig i en 3: 2 orbital resonans med Jupiter .

Familien i sig selv er fordelt langs kredsløbet ret ujævnt og repræsenterer en trekant med tre separate lokale koncentrationer af asteroider i hjørnerne af figuren, begrænset til tre hovedpositioner svarende til de tre Lagrange-punkter i Jupiter-Sol-systemet: to af dem er placeret nær punkterne L 4 og L 5 , og en – i punktet L 3 overfor Jupiter, i den modsatte del af dens bane [2] , hvilket kan ses på figuren, hvor asteroiderne i denne familie er fremhævet i Brun. Bevægelsen af ​​asteroider i familien er konstrueret på en sådan måde, at det er der, ved punkterne L3, L4 og L5, at disse asteroiders aphelia er lokaliseret. I dette tilfælde er en del af asteroiderne fordelt i intervallet mellem hovedkoncentrationerne, og hver af dem passerer successivt gennem alle tre Lagrange-punkter.

Familien er opkaldt efter en af ​​dens vigtigste repræsentanter, asteroiden (153) Hilda , opdaget i 1875 af den østrigske astronom Johann Palisa . Fra august 2005 var 411 genstande med eget navn og 546 mere med en midlertidig betegnelse kendt. Samtidig har antallet af denne familie oversteget 1100 asteroider [1] [3] .

Blandt repræsentanterne for denne familie kan man møde mørke kulstofasteroider af spektral type C , men langt de fleste asteroider tilhører D- og P - klasser. Disse to spektralklasser er blandt de mest almindelige blandt asteroiderne i den ydre del af hovedbæltet og Jupiters trojanske asteroider . Mange kometkerner tilhører også de samme spektralklasser , hvilket indikerer den generelle mineralogiske sammensætning af overfladen af ​​både kometer og asteroider i den ydre del af bæltet, og især asteroider af Hilda-familien. Og det betyder til gengæld, at de kan have en fælles oprindelse [3] .

Dynamics

Familiens asteroider bevæger sig i baner med semi- store akser fra 3,7 til 4,2 AU. e. fra Solen, excentricitet fra 0,07 til 0,3 og orbital hældning ikke mere end 20 ° [3] . Asteroider af denne familie bevæger sig i resonans med Jupiter 3:2 , hvilket betyder, at de i to omdrejninger af Jupiter rundt om Solen formår at gennemføre tre sådanne omdrejninger [3] .

Hilda-familiens asteroider repræsenterer i deres helhed en dynamisk trekantet figur med let konvekse sider med øgede koncentrationer i trekantens spidser svarende til Lagrange-punkterne i Jupiter-Sol-systemet, nogle gange også kaldet "Hildas trekant" [2] . Bredden af ​​asteroidefamilien på siderne af trekanten er omkring 1 AU. Det vil sige, ved hjørnerne er denne værdi 20-40% mere. Figuren viser placeringen af ​​Hilda-asteroiderne (sort) på baggrund af alle kendte asteroider (grå) til Jupiters kredsløb pr. 1. januar 2005 [4] . Men i modsætning til Jupiters trojanske asteroider er de ikke stift bundet til dens Lagrange-punkter , men ændrer konstant deres position i forhold til den, mens de formår at undgå farlige tilgange til planeten.

Hver af asteroiderne i Hilda-familien bevæger sig i sin egen elliptiske bane, men til enhver tid bevarer de sammen en trekantet konfiguration. For de fleste asteroider i familien kan placeringen i kredsløbet være vilkårlig, med undtagelse af objekter placeret i den ydre del af trekanters hjørner, nær Lagrange-punkterne. Hildas trekant viste sig at være overraskende dynamisk stabil i lang tid.

Et typisk Hilda-familieobjekt har en retrograd bevægelse af sit perihelpunkt . I dette tilfælde er asteroidens gennemsnitlige hastighed jo højere, jo mindre kredsløbets excentricitet er - de langsomst bevægende asteroider er placeret i trekantens hjørner. Hilda-familiens asteroider i deres baners aphelion skulle tilsyneladende komme tæt på Jupiter, hvilket skulle destabilisere deres baner med sin tyngdekraft, men justeringen af ​​asteroidernes orbitale elementer over tid gør det muligt at undgå dette og tilnærmelser af objekter fra Hilda-familien til Jupiter forekommer kun nær perihelium. Derudover svinger selve toppene lidt rundt om Lagrange-punkterne med en periode på cirka 2,5 - 3 hundrede år.

Udover at Hildas trekant roterer i forbindelse med Jupiter, observeres der også visse asteroidetæthedsbølger i den - trekanten ser ud til at "ånde": på trods af at asteroiderne ikke er stift bundet til Lagrange-punkterne, men successivt passerer gennem dem er tætheden af ​​asteroider ved trekantens spidser til enhver tid dobbelt så høj som ved siderne. Dette skyldes det faktum, at Hildas asteroider tilbringer det meste af deres tid i kredsløb, inden for 5,0 - 5,5 år, ved trekantens toppunkter ved deres kredsløbs aphelium, mens bevægelsen langs trekantens sider er meget hurtigere og tager kun 2,5-3 år. I alt er disse asteroiders omløbsperiode i gennemsnit omkring 7,9 år, hvilket svarer til 2/3 af tiden for Jupiters omdrejning omkring Solen.

Selvom trekanten er næsten ligesidet, eksisterer der stadig nogle asymmetrier. Så på grund af forlængelsen af ​​Jupiters bane er siden mellem L4 - L5 noget anderledes end de to andre sider. Når Jupiter er ved aphelium i sin bane, er gennemsnitshastigheden for asteroider i dens umiddelbare nærhed noget mindre end for asteroider placeret i andre dele af kredsløbet, men når Jupiter er i perihelium, er billedet omvendt.

I midtpunkterne af trekantens sider nærmer Hilda-asteroiderne sig tæt på asteroiderne i den ydre del af hovedbæltet, og ved hjørnerne af trekanten svarende til punkterne L4 og L5 nærmer de sig de trojanske asteroider fra Jupiter og krydser endda. deres baner. Det er på disse steder, hvor de trojanske asteroiders og Hilda-asteroidernes baner skæres, at spredningen af ​​hastigheder mellem disse asteroider er tydeligst udtrykt. Det skal dog bemærkes, at hældningen af ​​de trojanske asteroiders kredsløb er næsten dobbelt så stor som hældningen af ​​Hilda-familiens objekter, så kun en fjerdedel af trojanerne har baner, der skærer kredsløbene for asteroiderne i denne familie, mens de fleste af trojanske heste til enhver tid overvejende er uden for Jupiters bane. , hvilket tydeligt ses på figuren. Den viser den sfæriske fordeling af trojanske asteroider omkring Lagrange-punkterne. Som følge heraf er dimensionerne af krydsområdet stærkt begrænset.

Tætheden af ​​asteroider i skæringsområdet mellem Hildas baner og asteroider i den ydre del af hovedbæltet er generelt højere end ved krydsning af den trojanske region, men hastigheden spredning mellem Hildas asteroider og asteroider i den ydre del af hovedbæltet bæltet er stadig meget mindre, end da Hildas asteroider krydser den trojanske region.

På grund af tilstedeværelsen af ​​excentricitet, i processen med deres bevægelse langs banerne, varierer hastigheden af ​​familiens asteroider ret stærkt med ændringen i afstanden til Solen, som et resultat, kan asteroiderne endda opdeles i separate små grupper.

Forskning

De observerede træk ved bevægelsen af ​​asteroider fra Hilda-familien er baseret på data opnået som et resultat af observationer af flere hundrede asteroider af denne familie, men ikke desto mindre er der stadig meget uklart om denne familie. Yderligere observationer af denne familie vil helt sikkert udvide antallet af dens medlemmer. Sådanne observationer er mest gunstige, når Jorden er modsat midtpunkterne af trekantens sider, det vil sige tættest på denne familie - på dette tidspunkt kan lysstyrken af ​​disse Hilda-asteroider tættest på os være 2,5 m højere end lysstyrken af ​​asteroider der er placeret i trekantens spidser. Jorden i sådanne positioner er ret ofte, hver måned.

Det er meget muligt, at med en mere detaljeret undersøgelse af denne familie, vil mange teorier om den for alvor skulle revideres eller forbedres.

De største asteroider i denne familie

Se også

• asteroide familie
• Asteroider nærmer sig Jorden
• Trojanske asteroider
• Damocloider
• kentaurer
• Apollos
• amoriner
• Atons

Noter

1. ↑ 1 2 Brož, M.; Vokrouhlický, D. Asteroidefamilier i førsteordens resonanser med Jupiter  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2008. - Vol. 390 , nr. 2 . - s. 715-732 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x . Arkiveret fra originalen den 4. marts 2019.
2. ↑ 1 2 Matthias Busch. Trekanten dannet af Hilda-asteroiderne . EasySky. Hentet 15. december 2009. Arkiveret fra originalen 21. juni 2012. (ubestemt)
3. ↑ 1 2 3 4 Ohtsuka, Katsuhito; Yoshikawa, M.; Asher, DJ; Arakida, H.; Arakida, H. Quasi-Hilda komet 147P/Kushida-Muramatsu. Endnu en lang midlertidig satellitfangst af Jupiter  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2008. - Oktober ( bind 489 , nr. 3 ). - S. 1355-1362 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810321 . Arkiveret fra originalen den 11. oktober 2017.
4. ↑ Lvov V.N., Smekhacheva R.I., Smirnov S.S., Tsekmeistver S.D. Nogle træk ved bevægelsen af ​​asteroider fra Hilda-gruppen . - Pulkovo Observatory , 2004. - T. 217. - S. 318-324.  (Russisk) (utilgængeligt link)

Links

• Hilda asteroider  (utilgængeligt link)  (engelsk)
• Sagen om de forsvundne  asteroider
• Asteroidefamilier i førsteordens resonans med  Jupiter

Ordbøger og encyklopædier	Britannica (online)