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Familia de asteroides

Las familias de asteroides se hacen visibles como concentraciones distintas cuando se representan en el espacio de elementos orbitales apropiados ( i p vs a p ). Algunas familias destacadas son Vesta , Eunomia , Koronis , Eos y Themis , ubicadas en diferentes regiones (coloreadas) del cinturón de asteroides .

Una familia de asteroides es una población de asteroides que comparten elementos orbitales propios similares , como el semieje mayor , la excentricidad y la inclinación orbital . Se cree que los miembros de las familias son fragmentos de colisiones de asteroides pasadas . Una familia de asteroides es un término más específico que un grupo de asteroides cuyos miembros, si bien comparten algunas características orbitales generales, pueden no estar relacionados entre sí.

Propiedades generales

Gráfico de inclinación propia frente a excentricidad para asteroides numerados

Las familias grandes y prominentes contienen varios cientos de asteroides reconocidos (y muchos más objetos más pequeños que pueden no haber sido analizados o descubiertos todavía). Las familias pequeñas y compactas pueden tener solo unos diez miembros identificados. Entre el 33% y el 35% de los asteroides del cinturón principal son miembros de la familia.

Existen entre 20 y 30 familias reconocidas de manera fiable, con varias decenas de agrupaciones menos seguras. La mayoría de las familias de asteroides se encuentran en el cinturón principal de asteroides , aunque varios grupos similares a familias, como la familia Pallas , la familia Hungaria y la familia Phocaea , se encuentran en un semieje mayor más pequeño o con una inclinación mayor que el cinturón principal.

Se ha identificado una familia asociada con el planeta enano Haumea . [1] Algunos estudios han intentado encontrar evidencia de familias colisionales entre los asteroides troyanos , pero en la actualidad la evidencia no es concluyente.

Origen y evolución

Se cree que las familias se forman como resultado de colisiones entre asteroides. En muchos o la mayoría de los casos, el cuerpo original se hizo añicos, pero también hay varias familias que resultaron de un gran evento de craterización que no alteró el cuerpo original (por ejemplo, las familias Vesta , Pallas , Hygiea y Massalia ). Estas familias de craterización generalmente consisten en un solo cuerpo grande y un enjambre de asteroides que son mucho más pequeños. Algunas familias (por ejemplo, la familia Flora ) tienen estructuras internas complejas que no se explican satisfactoriamente en este momento, pero pueden deberse a varias colisiones en la misma región en diferentes momentos.

Debido al método de origen, todos los miembros tienen composiciones muy similares en la mayoría de las familias. Las excepciones notables son aquellas familias (como la familia Vesta ) que se formaron a partir de un gran cuerpo parental diferenciado .

Se cree que las familias de asteroides tienen una vida útil del orden de mil millones de años, dependiendo de varios factores (por ejemplo, los asteroides más pequeños se pierden más rápido). Esto es significativamente más corto que la edad del Sistema Solar, por lo que pocos o ninguno son reliquias del Sistema Solar primitivo. La descomposición de las familias se produce tanto por la lenta disipación de las órbitas debido a las perturbaciones de Júpiter u otros cuerpos grandes, como por las colisiones entre asteroides que los reducen a cuerpos pequeños. Estos asteroides pequeños luego quedan sujetos a perturbaciones como el efecto Yarkovsky que puede empujarlos hacia resonancias orbitales con Júpiter con el tiempo. Una vez allí, son expulsados ​​​​relativamente rápido del cinturón de asteroides. Se han obtenido estimaciones de edad provisionales para algunas familias, que van desde cientos de millones de años a menos de varios millones de años como para la familia compacta Karin . Se cree que las familias antiguas contienen pocos miembros pequeños, y esta es la base de las determinaciones de edad.

Se supone que muchas familias muy antiguas han perdido todos los miembros pequeños y medianos, dejando solo unos pocos de los más grandes intactos. Un ejemplo sugerido de tales restos de familias antiguas son el par de asteroides 9 Metis y 113 Amalthea . Otra evidencia de una gran cantidad de familias pasadas (ahora dispersas) proviene del análisis de las proporciones químicas en meteoritos de hierro . Estos muestran que alguna vez debe haber habido al menos 50 a 100 cuerpos progenitores lo suficientemente grandes como para ser diferenciados, que desde entonces se han destrozado para exponer sus núcleos y producir los meteoritos reales (Kelley y Gaffey 2000).

Identificación de miembros, intrusos y asteroides de fondo

Cuando se representan gráficamente los elementos orbitales de los asteroides del cinturón principal (normalmente inclinación vs. excentricidad o vs. semieje mayor ), se observan varias concentraciones distintas frente a la distribución bastante uniforme de asteroides de fondo que no pertenecen a la familia . Estas concentraciones son las familias de asteroides (véase más arriba) . Los intrusos son asteroides clasificados como miembros de la familia en función de sus denominados elementos orbitales propios , pero que tienen propiedades espectroscópicas distintas de la mayor parte de la familia, lo que sugiere que, a diferencia de los verdaderos miembros de la familia, no se originaron a partir del mismo cuerpo original que una vez se fragmentó tras un impacto de colisión.

Descripción

Comparación: elementos orbitales keplerianos osculadores a la izquierda (familias indistinguibles) vs. elementos propios a la derecha (familias visibles).

En sentido estricto, las familias y sus miembros se identifican analizando los elementos orbitales propios en lugar de los elementos orbitales osculadores actuales , que fluctúan regularmente en escalas de tiempo de decenas de miles de años. Los elementos propios son constantes de movimiento relacionadas que permanecen casi constantes durante al menos decenas de millones de años, y tal vez más.

El astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama (1874-1943) fue pionero en la estimación de los elementos propios de los asteroides y fue el primero en identificar varias de las familias más destacadas en 1918. En su honor, las familias de asteroides a veces se denominan familias Hirayama . Esto se aplica en particular a las cinco agrupaciones destacadas que descubrió.

Método de agrupamiento jerárquico

Las búsquedas asistidas por ordenador de la actualidad han identificado más de cien familias de asteroides. Los algoritmos más destacados han sido el método de agrupamiento jerárquico ( HCM ), que busca agrupaciones con distancias pequeñas entre los vecinos más próximos en el espacio de elementos orbitales, y el análisis wavelet, que construye un mapa de densidad de asteroides en el espacio de elementos orbitales y busca picos de densidad.

Los límites de las familias son algo difusos porque en los bordes se mezclan con la densidad de fondo de asteroides del cinturón principal. Por este motivo, el número de miembros, incluso entre los asteroides descubiertos, suele conocerse solo de forma aproximada, y la pertenencia a ellos es incierta en el caso de los asteroides cercanos a los bordes.

Además, se espera que algunos intrusos de la población heterogénea de asteroides de fondo incluso se encuentren en las regiones centrales de una familia. Dado que se espera que los verdaderos miembros de la familia causados ​​por la colisión tengan composiciones similares, la mayoría de estos intrusos pueden, en principio, reconocerse por propiedades espectrales que no coinciden con las de la mayor parte de los miembros de la familia. Un ejemplo destacado es 1 Ceres , el asteroide más grande, que es un intruso en la familia que alguna vez recibió su nombre (la familia Ceres , ahora la familia Gefion ).

Las características espectrales también se pueden utilizar para determinar la pertenencia (o no) de los asteroides a las regiones externas de una familia, como se ha utilizado, por ejemplo, para la familia Vesta , cuyos miembros tienen una composición inusual.

Tipos de familia

Como se mencionó anteriormente, las familias causadas por un impacto que no desbarató el cuerpo original sino que solo expulsó fragmentos se denominan familias de cráteres . Se ha utilizado otra terminología para distinguir varios tipos de grupos que son menos distintos o menos seguros estadísticamente de las "familias nominales" (o grupos ) más prominentes.

Clústeres, grupos, clanes y tribus

El término cúmulo también se utiliza para describir una pequeña familia de asteroides, como el cúmulo Karin . [2] Los cúmulos son agrupaciones que tienen relativamente pocos miembros pero que son claramente distintos del fondo (por ejemplo, el cúmulo Juno ). Los clanes son agrupaciones que se fusionan muy gradualmente en la densidad del fondo y/o tienen una estructura interna compleja que hace difícil decidir si son un grupo complejo o varios grupos superpuestos no relacionados (por ejemplo, la familia Flora se ha llamado clan). Las tribus son grupos que es menos seguro que sean estadísticamente significativos contra el fondo, ya sea debido a la pequeña densidad o a la gran incertidumbre en los parámetros orbitales de los miembros.

Lista

Familias prominentes

Nysa familyVesta familyFlora familyEos familyKoronis familyEunomia familyHygiea familyThemis familyHungaria familyAsteroid family#All familiesAsteroid belt
  •  Nysa: 19.073 (4,8%)
  •  Vesta: 15.252 (3,8%)
  •  Flora: 13.786 (3,5%)
  •  Eos: 9.789 (2,5%)
  •  Coronis: 5.949 (1,5%)
  •  Eunomia: 5.670 (1,4%)
  •  Higía: 4.854 (1,2%)
  •  Temis: 4.782 (1,2%)
  •  Hungría: 2.965 (0,7%)
  •  Todas las demás familias: 21.500 (5,4%)
  •  Antecedentes: 295.000 (74,0%)
Distribución de las familias más destacadas, otras familias y asteroides de fondo (hasta el número 398.000) [3] : 23 

Entre las muchas familias de asteroides, las familias Eos , Eunomia , Flora , Hungaria , Hygiea , Koronis , Nysa , Themis y Vesta son las más destacadas en el cinturón de asteroides . Para ver una lista completa, consulte § Todas las familias .

Familia Eos
La familia Eos ( adj. Eoan ; 9.789 miembros, nombrada en honor a 221 Eos )
Familia Eunomia
La familia Eunomia ( adj. Eunomiano ; 5.670 miembros conocidos, nombrada en honor a 15 Eunomia ) es una familia de asteroides de tipo S. Es la familia más importante del cinturón de asteroides intermedio y la sexta más grande, con aproximadamente el 1,4 % de todos los asteroides del cinturón principal. [3] : 23 
Familia de la flora
La familia Flora ( adj. Florian ; 13.786 miembros, nombrada en honor a 8 Flora ) es la tercera familia más grande. Es amplia en extensión, no tiene límites claros y gradualmente se desvanece en la población de fondo circundante . Existen varias agrupaciones distintas dentro de la familia, posiblemente creadas por colisiones secundarias posteriores. También se la ha descrito como un clan de asteroides .
Familia Hungaria
La familia Hungaria ( adj. húngaro ; 2.965 miembros, nombrada así por 434 Hungaria )
Familia Hygiea
La familia Hygiea ( adj. Hygiean ; 4.854 miembros, nombrada en honor a 10 Hygiea )
Familia Koronis
La familia Koronis ( adj. Koronian ; 5.949 miembros, nombrada en honor a 158 Koronis )
Familia Nysa
Familia Nysa ( adj. Nysian ; 19.073 miembros, llamada así por 44 Nysa ). También llamada familia Hertha por 135 Hertha .
Familia Themis
La familia Temis ( adj. Temistian ; 4.782 miembros, nombrada en honor a 24 Temis )
Familia Vesta
La familia Vesta ( adj. Vestian ; 15.252 miembros, nombrada en honor a 4 Vesta )

Todas las familias

En 2015, un estudio identificó 122 familias notables con un total de aproximadamente 100.000 asteroides miembros, basándose en todo el catálogo de planetas menores numerados , que constaba de casi 400.000 cuerpos numerados en ese momento (consulte el índice del catálogo para obtener una lista actual de planetas menores numerados) . [3] : 23  Los datos se han puesto a disposición en el "Small Bodies Data Ferret". [4] La primera columna de esta tabla contiene el número de identificación de la familia o número de identificador de familia ( FIN ), que es un intento de etiquetado numérico de las familias identificadas, independientemente de su nombre utilizado actualmente, ya que el nombre de una familia puede cambiar con observaciones refinadas, lo que lleva a múltiples nombres utilizados en la literatura y a la posterior confusión. [3] : 17 

Otras familias o grupos dinámicos

Otras familias de asteroides de fuentes diversas (no enumeradas en la tabla anterior), así como familias que no son asteroides, incluyen:

Véase también

Notas

  1. ^ "Cerca" se refiere a asteroides dentro de la resonancia 9:2, "interior" se refiere a asteroides entre la resonancia 9:2 y 4:1. A se refiere entre 4:1 y 3:1, B es 3:1 a 8:3, C es 8:3 a 5:2, D es 5:2 a 7:3, E es 7:3 a 9:4, F es 9:4 a 11:5, G es 11:5 a 2:1, "exterior" se refiere a asteroides entre la resonancia 2:1 y 11:6, y "borde" se refiere a asteroides más allá de la resonancia 11:6.

Referencias

  1. ^ Michael E. Brown , Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine y Emily L. Schaller, Una familia colisional de objetos helados en el cinturón de Kuiper , Nature, 446 , (marzo de 2007), págs. 294-296.
  2. ^ David Nesvorný, Brian L. Enke, William F. Bottke, Daniel D. Durda, Erik Ashaug y Derek C. Richardson Formación del cúmulo Karin por impacto de asteroide , Icarus 183 , (2006) págs. 296-311.
  3. ^ abcdefghijklmnopqrstu v Nesvorný, D.; Broz, M.; Carruba, V. (diciembre de 2014). "Identificación y propiedades dinámicas de familias de asteroides". Asteroides IV . págs. 297–321. arXiv : 1502.01628 . Código Bibliográfico :2015aste.book..297N. doi :10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch016. ISBN . 9780816532131.S2CID119280014  .​
  4. ^ "Small Bodies Data Ferret". Nesvorny HCM Asteroid Families V3.0 . Archivado desde el original el 2 de agosto de 2017. Consultado el 22 de julio de 2017 .
  5. ^ "Tabla resumen de familias de asteroides para cada familia. Se incluyen las familias Trojan y Griqua". AstDyS . Consultado el 19 de febrero de 2024 .
  6. ^ Se trata de una broma de Nesvorný et al. En la Tabla 2 se hace referencia a la película GoldenEye de 1995 .
  7. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab ac Milani, Andrea; Cellino, Alberto; Knezevic, Zoran; Novakovic, Bojan; Spoto, Federica; Paolicchi, Paolo (septiembre de 2014). "Clasificación de familias de asteroides: explotación de conjuntos de datos muy grandes". Ícaro . 239 : 46–73. arXiv : 1312.7702 . Código Bib : 2014Icar..239...46M. doi :10.1016/j.icarus.2014.05.039. S2CID  118617163.
  8. ^ ab Carruba, V.; Domingos, RC; Nesvorný, D.; Roig, F.; Huaman, ME; Souami, D. (agosto de 2013). "Un enfoque multidominio para la identificación de familias de asteroides". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 433 (3): 2075–2096. arXiv : 1305.4847 . Código Bibliográfico :2013MNRAS.433.2075C. doi : 10.1093/mnras/stt884 .
  9. ^ Masiero, Joseph R.; Mainzer, AK; Bauer, JM; Grav, T.; Nugent, CR; Stevenson, R. (junio de 2013). "Identificación de familias de asteroides utilizando el método de agrupamiento jerárquico y las propiedades físicas de WISE/NEOWISE". The Astrophysical Journal . 770 (1): 22. arXiv : 1305.1607 . Bibcode :2013ApJ...770....7M. doi :10.1088/0004-637X/770/1/7. S2CID  119221614.
  10. ^ La familia Hansa: una nueva familia de asteroides de alta inclinación
  11. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab Knezevic, Zoran; Milani, Andrea; Cellino, Alberto; Novakovic, Bojan; Spoto, Federica; Paolicchi, Paolo (julio de 2014). "Clasificación automatizada de asteroides en familias en funcionamiento". Sistemas planetarios complejos . 310 : 130–133. Bibcode :2014IAUS..310..130K. doi : 10.1017/S1743921314008035 .
  12. ^ abcdefg Zappalà, V.; Bendjoya, Ph.; Cellino, A.; Farinella, P.; Froeschle, C. (1997). "Familias dinámicas de asteroides". Sistema de datos planetarios de la NASA : EAR-A-5-DDR-FAMILY-V4.1 . Consultado el 4 de marzo de 2020 .(Página principal de PDS)
  13. ^ abcdefghi Roig, F.; Ribeiro, AO; Gil-Hutton, R. (junio de 2008). "Taxonomía de las familias de asteroides entre los troyanos de Júpiter: comparación entre los datos espectroscópicos y los colores del Sloan Digital Sky Survey". Astronomía y Astrofísica . 483 (3): 911–931. arXiv : 0712.0046 . Bibcode :2008A&A...483..911R. doi :10.1051/0004-6361:20079177. S2CID  118361725.
  14. ^ Milani, Andrea (octubre de 1993). "El cinturón de asteroides de Troya: elementos propios, estabilidad, caos y familias". Mecánica celeste y astronomía dinámica . 57 (1–2): 59–94. Bibcode :1993CeMDA..57...59M. doi :10.1007/BF00692462. ISSN  0923-2958. S2CID  189850747.

Lectura adicional

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