Familia de asteroides

El gráfico compara la inclinación y el eje semi-mayor de los asteroides con números; las familias de asteroides son las agrupaciones evidentes.

El gráfico compara la inclinación y la excentricidad de los asteroides numerados. Aquí también hay agrupaciones evidentes.

Una familia de asteroides es una agrupación arbitraria de asteroides caracterizada por parámetros orbitales similares (típicamente el semi eje mayor , excentricidad orbital o inclinación ). Los miembros de la misma familia comparten un origen común y podrían ser fragmentos originados por una antigua colisión entre asteroides. En el caso de un grupo de asteroides con parámetros orbitales similares, pero obviamente sin un origen común, preferimos hablar de un grupo de asteroides .

Propiedades caracteristicas

Las familias más numerosas pueden contener hasta varios cientos de asteroides conocidos y, potencialmente, miles de cuerpos menores aún no detectados; las familias menores no pueden exceder de una docena de miembros. En total, se estima que entre el 33% y el 35% de los asteroides del cinturón principal del sistema solar forman parte de una familia de asteroides.

En la banda principal hay de 20 a 30 familias fácilmente reconocibles y varias decenas de agrupaciones menos seguras y compartidas. También hay grupos de asteroides de tipo familiar ubicados fuera del cinturón, como el grupo Pallas , el grupo Hungaria y el grupo Phocaea , que se caracterizan por órbitas con semiejes mayores inferiores o inclinaciones orbitales más altas que los asteroides del cinturón.

Una familia se ha asociado con el objeto transneptuniano Haumea ^[1] . Algunos estudios, hasta ahora sin confirmación, han intentado identificar familias de asteroides entre los asteroides troyanos de los gigantes gaseosos del sistema solar .

Formación, evolución, estructura

Se cree que las familias de asteroides son el resultado de colisiones de asteroides; aunque en la mayoría de los casos ya no se encuentran presentes los cuerpos originales, existen algunas familias originadas por impactos que no destruyeron el asteroide principal (este es el caso de la familia Vesta , la familia Pallade , la familia Igea y la familia Massalia ). Por supuesto, estas familias generalmente comprenden un cuerpo grande, lleno de cráteres y numerosos asteroides menores. Finalmente, algunas familias (como la familia Flora ) tienen estructuras más complejas que no son fácilmente justificables a través de las teorías actuales.

Debido al origen común de los miembros de una familia, tienen la misma composición química; una excepción importante la dan aquellas pocas familias (como la familia Vesta ) que se originaron a partir de un planetoide bastante grande con estratos geológicos con diferentes composiciones químicas.

Se cree que la vida media de una familia de asteroides es del orden de mil millones de años; por lo tanto, quizás ninguna de las familias actualmente observables se remonta a la formación del sistema solar. Los procesos que pueden llevar a la desintegración de una familia incluyen la lenta acción de la perturbación gravitacional de Júpiter y los otros planetas, o la posibilidad de impactos posteriores que reduzcan el tamaño promedio de los cuerpos, haciéndolos sujetos a desviaciones orbitales debido al Yarkovsky. efecto .

Probablemente las familias más antiguas hayan perdido ahora todos los cuerpos pequeños o discretos; este es quizás el caso de los asteroides Metide y Amalthea , quizás los progenitores de una antigua familia.

Clasificación de asteroides

Los asteroides se atribuyen a diferentes familias de acuerdo con sus propios parámetros orbitales , diferentes de los parámetros orbitales ordinarios, que varían periódicamente a lo largo de escalas de tiempo de decenas de miles de años. El análisis de los parámetros orbitales adecuados fue introducido por el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama , quien identificó por primera vez las principales familias de asteroides en 1918 . En su honor, las familias de asteroides también se conocen como familias Hirayama ; la expresión se usa a veces para referirse, más específicamente, a las cinco familias descubiertas por el astrónomo.

Por supuesto, la mera similitud de los parámetros orbitales no es suficiente para garantizar la pertenencia de un cuerpo a la familia; un ejemplo llamativo es el de Ceres , antes considerado un prototipo de una familia del mismo nombre, pero hoy simplemente reconocido como un intruso dentro de la familia Gefion , con quien comparte los parámetros orbitales pero no el origen.

Las características espectrales se utilizan generalmente para verificar la afinidad químico-geológica real de los cuerpos ubicados dentro de las familias.

Folleto

Nombre del familia	Prototipo	Parámetros orbitales			Componentes		Otro designaciones
Nombre del familia	Prototipo	Eje de accionamiento mayor que	Excentricidad orbital	Inclinación orbital	Sobre el total de asteroides	Según Zappalà (Análisis de HCM ^[A] )	Otro designaciones
Familias principales dentro de la gama principal
Eos	221 Eos	2,99-3,03 AU	0.01-0.13	8-12 °		480
Eunomia	15 Eunomia	2,53-2,72 AU	0.08-0.22	11,1-15,8 °	5%	370
Flora	8 Flora	2,15-2,35 AU	0.03-0.23	1,5-8,0 °	4-5%	590	Familia ariadna
Higía	10 Hygiea	3,06-3,24 AU	0.09-0.19	3,5-6,8 °	1%	105
Coronis	158 Koronis	2,83-2,91 AU	0,00-0,11	0,0-3,5 °		310
Maria	170 María	2.5-2.706 AU		12-17 °		80
Nisa	44 Nysa	2,41-2,50 AU	0,12-0,21	1,5-4,3 °		380	Familia herta
Temas	24 Themis	3,08-3,24 AU	0.09-0.22	0-3 °		530
Vesta	4 Vesta	2,26-2,48 AU	0.03-0.16	5,0-8,3 °	6%	240
Otras familias relevantes
Adeona	145 Adeona					sesenta y cinco
Astrid	1128 Astrid					11
Cenador	1639 Bower					13	Familia endimión
Brasilia	293 Brasilia					14
Cloro	410 Cloris					24
Dora	668 Dora					78
Erigone	163 Erígono					47
Gefion	1272 Gefion	2,74-2,82 AU	0.08-0.18	7,4-10,5 °	0,8%	89	Familia Ceres, Familia Minerva
Karin	832 Karin					39
Lydia	110 Lidia					38
Massalia	20 Massalia	2,37-2,45 AU	0,12-0,21	0,4-2,4 °	0,8%	47
Melibea	137 Meliboea					15
Merxia	808 Merxia					28
creo que sí	569 Misa					26
Naëma	845 Naëma					7
Justicia	128 Némesis					29	Familia Concordia
Rafita	1644 Rafita					22
Veritas	490 Veritas					29	Familia Ondina
Familias de objetos transneptunianos
Haumea	Haumea	~ 43	~ 0,19	~ 28

[A]: Los análisis de HCM y WAM de Zappalà et al. se remontan a 1995 y se consideraron alrededor de 12.487 asteroides; en la actualidad se conocen más de 300.000 asteroides. Por tanto, el número indicado está muy por debajo del valor real.

Los grupos y familias menores se clasifican en Categoría: Grupos y familias de asteroides .

Nota

^ Michael E. Brown , Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L., Una familia de colisiones de objetos helados en el cinturón de Kuiper , en Nature , vol. 446, marzo de 2007, págs. 294-296.