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 pasadas de asteroides . Una familia de asteroides es un término más específico que un grupo de asteroides cuyos miembros, si bien comparten algunas características orbitales amplias, pueden no estar relacionados entre sí.
Grandes familias prominentes contienen varios cientos de asteroides reconocidos (y muchos más objetos más pequeños que pueden no estar aún analizados o aún no descubiertos). Las familias pequeñas y compactas pueden tener sólo unos diez miembros identificados. Alrededor del 33% al 35% de los asteroides del cinturón principal son miembros de la familia.
Hay entre 20 y 30 familias reconocidas de forma fiable, con varias decenas de agrupaciones menos seguras. La mayoría de las familias de asteroides se encuentran en el cinturón de asteroides principal , 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 en 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 de colisiones 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 hizo añicos, pero también hay varias familias que resultaron de un gran cráter que no destruyó el cuerpo original (por ejemplo, las familias Vesta , Pallas , Hygiea y Massalia ). Estas familias de cráteres suelen consistir en un único 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 por el momento, pero que pueden deberse a varias colisiones en la misma región en diferentes momentos.
Debido al método de origen, todos los miembros tienen composiciones muy similares para la mayoría de las familias. 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 vidas 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, si es que hay alguno, son reliquias del Sistema Solar temprano. La desintegración 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 pequeños asteroides quedan sujetos a perturbaciones como el efecto Yarkovsky , que con el tiempo puede empujarlos hacia resonancias orbitales con Júpiter. Una vez allí, son expulsados con relativa rapidez del cinturón de asteroides. Se han obtenido estimaciones de edad provisionales para algunas familias, que van desde cientos de millones de años hasta menos de varios millones de años como para la familia compacta Karin . Se cree que las familias antiguas contienen pocos miembros pequeños, y ésta es la base para determinar la edad.
Se supone que muchas familias muy antiguas han perdido a todos sus miembros pequeños y medianos, dejando intactos sólo unos pocos de los más grandes. Un ejemplo sugerido de restos familiares tan antiguos son el par de asteroides 9 Metis y 113 Amalthea . Más evidencia de un gran número de familias pasadas (ahora dispersas) proviene del análisis de las proporciones químicas en meteoritos de hierro . Estos muestran que alguna vez debió haber al menos entre 50 y 100 cuerpos parentales lo suficientemente grandes como para ser diferenciados, que desde entonces se han roto para exponer sus núcleos y producir los meteoritos reales (Kelley y Gaffey 2000).
Cuando se trazan los elementos orbitales de los asteroides del cinturón principal (típicamente inclinación versus excentricidad , o versus semieje mayor ), se observa una serie de concentraciones distintas en comparación con la distribución bastante uniforme de los asteroides de fondo no familiares . Estas concentraciones son las familias de asteroides (ver arriba) . Los intrusos son asteroides clasificados como miembros de la familia en función de sus 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 en el mismo cuerpo progenitor que una vez se fragmentó. en caso de impacto de colisión.
Estrictamente hablando, las familias y sus miembros se identifican analizando los elementos orbitales adecuados 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 e identificó por primera vez varias de las familias más prominentes en 1918. En su honor, las familias de asteroides a veces se denominan familias Hirayama . Esto se aplica especialmente a los cinco grupos destacados que descubrió.
Las búsquedas actuales asistidas por ordenador han identificado más de cien familias de asteroides. Los algoritmos más destacados han sido el método de agrupamiento jerárquico ( HCM ), que busca agrupaciones con pequeñas distancias entre vecinos más cercanos en el espacio de elementos orbitales, y el análisis de ondas, 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 vagos porque en los bordes se mezclan con la densidad de fondo de los asteroides del cinturón principal. Por esta razón, el número de miembros, incluso entre los asteroides descubiertos, generalmente sólo se conoce aproximadamente, y la membresía es incierta para los asteroides cercanos a los bordes.
Además, se esperan algunos intrusos de la heterogénea población de asteroides de fondo incluso 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, ser reconocidos 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 asteroides a las regiones exteriores 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 alteró el cuerpo principal sino que solo expulsaron 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 grupos son agrupaciones que tienen relativamente pocos miembros pero que se distinguen claramente del fondo (por ejemplo, el grupo de Juno ). Los clanes son agrupaciones que se fusionan muy gradualmente en la densidad de 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 ha sido llamada clan). Las tribus son grupos que tienen menos certeza de ser estadísticamente significativos en comparación con el contexto, ya sea debido a su pequeña densidad o a su gran incertidumbre en los parámetros orbitales de sus miembros.
Entre las muchas familias de asteroides, las familias Eos , Eunomia , Flora , Hungaria , Hygiea , Koronis , Nysa , Themis y Vesta son las más prominentes en el cinturón de asteroides . Para obtener 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 están disponibles en "Small Bodies Data Ferret". [4] La primera columna de esta tabla contiene el número de identificación familiar o número de identificador familiar ( FIN ), que es un intento de etiquetar numéricamente las familias identificadas, independientemente de su nombre utilizado actualmente, ya que el nombre de una familia puede cambiar con observaciones refinadas. , lo que dio lugar a múltiples nombres utilizados en la literatura y a una confusión posterior. [3] : 17
Otras familias de asteroides de fuentes diversas (que no figuran en la tabla anterior), así como familias que no son asteroides, incluyen:
