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.
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 una 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.
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 fragmentó, 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).
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.
En sentido estricto, las familias y sus miembros se identifican mediante el análisis de 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.
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 imprecisos 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.
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.
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 dificulta 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.
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 .
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 de asteroides de fuentes diversas (no enumeradas en la tabla anterior), así como familias que no son asteroides, incluyen:
