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Una familia de asteroides es un grupo de asteroides que comparten elementos orbitales propios similares , como el semieje mayor , la excentricidad y la inclinación orbital . Se cree que los miembros de estas familias son fragmentos de colisiones de asteroides pasadas . El término " familia de asteroides" es más específico que "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 aún no han sido analizados o descubiertos). Las familias pequeñas y compactas pueden tener solo unos diez miembros identificados. Entre el 33 % y el 35 % de los asteroides del cinturón principal pertenecen a familias. Existen entre 20 y 30 familias reconocidas con certeza, además de varias decenas de agrupaciones menos seguras. La mayoría de las familias de asteroides se encuentran en el cinturón principal , aunque varios grupos similares a familias, como la familia Pallas , la familia Hungaria y la familia Phocaea , se ubican con semiejes mayores más pequeños o mayor inclinación que el cinturón principal.
Se ha identificado una familia asociada al planeta enano Haumea . [ 1 ] Algunos estudios han intentado encontrar evidencia de familias de colisión entre los asteroides troyanos , pero actualmente la evidencia es inconclusa. Para los asteroides cercanos a la Tierra, además de la clasificación por familia, también se utiliza un sistema de clasificación orbital de cuatro grupos .
Historia
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 destacadas en 1918. [ 2 ] [ 3 ] Kiyotsugu Hirayama identificó inicialmente las familias Koronis , Eos y Themis , [ 2 ] y posteriormente reconoció también las familias Flora y Maria . En su honor, las familias de asteroides a veces se denominan familias Hirayama . Esto se aplica particularmente a los cinco grupos prominentes descubiertos por él.
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 progenitor se fragmentó, pero también existen varias familias que surgieron de un gran evento de formación de cráteres que no afectó al 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 mucho más pequeños. Algunas familias (por ejemplo, la familia Flora ) presentan estructuras internas complejas que aún no se explican satisfactoriamente, pero que podrían deberse a varias colisiones en la misma región en diferentes momentos.
Debido a su método de origen, la mayoría de las familias presentan composiciones muy similares entre sus miembros. Una excepción notable son aquellas familias (como la familia Vesta) que se formaron a partir de un organismo parental grande y 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, si acaso alguno, son reliquias del Sistema Solar primitivo. La desintegración de las familias se produce tanto por la lenta disipación de las órbitas debido a perturbaciones de Júpiter u otros cuerpos grandes, como por colisiones entre asteroides que los reducen a cuerpos pequeños. Estos pequeños asteroides quedan entonces 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 tentativas para algunas familias, que van desde cientos de millones de años hasta menos de varios millones de años, como en el caso de la compacta familia 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 a todos los miembros más pequeños y medianos, dejando intactos solo algunos de los más grandes. Un ejemplo sugerido de restos de familias antiguas son los asteroides 9 Metis y 113 Amalthea . Otra evidencia de la existencia de un gran número de familias pasadas (ahora dispersas) proviene del análisis de las proporciones químicas en meteoritos de hierro . Estos análisis muestran que debió haber habido al menos entre 50 y 100 cuerpos progenitores lo suficientemente grandes como para ser diferenciados, que posteriormente se fragmentaron, exponiendo sus núcleos y produciendo los meteoritos actuales. [ 4 ]
Identificación
En rigor, 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 prácticamente constantes durante al menos decenas de millones de años, y quizás incluso más.
Afiliación
Cuando se representan gráficamente los elementos orbitales de los asteroides del cinturón principal (normalmente inclinación frente a excentricidad o frente al semieje mayor ), se observan varias concentraciones distintas frente a la distribución bastante uniforme de los asteroides de fondo que no pertenecen a la misma familia. Estas concentraciones son las familias de asteroides. Los asteroides intrusos son aquellos clasificados como miembros de una familia en función de sus denominados elementos orbitales propios , pero que presentan propiedades espectroscópicas distintas a las de la mayor parte de la familia, lo que sugiere que, a diferencia de los verdaderos miembros de la familia, no se originaron del mismo cuerpo progenitor que se fragmentó tras un impacto por colisión.
Tipos de familia
Como se mencionó anteriormente, las familias causadas por un impacto que no alteró 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 cúmulos ) más prominentes.
El término cúmulo también se usa para describir una pequeña familia de asteroides, como el cúmulo Karin . [ 5 ] 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 ha sido llamada un clan). Las tribus son grupos que tienen menos certeza de ser estadísticamente significativos con respecto al fondo ya sea debido a la baja densidad o a la gran incertidumbre en los parámetros orbitales de los miembros.
Método de agrupamiento jerárquico
Las búsquedas asistidas por ordenador actuales han identificado más de cien familias de asteroides (véase más abajo). Los algoritmos más destacados han sido el método de agrupamiento jerárquico ( HCM ), que busca agrupaciones con distancias cortas entre vecinos próximos en el espacio de elementos orbitales, y el análisis de ondículas, 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, ya que en los bordes se confunden con la densidad de asteroides del cinturón principal. Por esta razón, el número de miembros, incluso entre los asteroides descubiertos, suele conocerse solo de forma aproximada, y la pertenencia a una familia es incierta para los asteroides cercanos a los bordes.
Además, se espera encontrar algunos asteroides intrusos provenientes de la heterogénea población de asteroides de fondo, incluso en las regiones centrales de una familia. Dado que se espera que los miembros originales de la familia, producto de la colisión, tengan composiciones similares, la mayoría de estos intrusos pueden, en principio, identificarse 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 pueden utilizarse para determinar si los asteroides de las regiones exteriores pertenecen a una familia (o no), como se ha hecho, por ejemplo, con la familia Vesta , cuyos miembros tienen una composición inusual.
Lista
Familias prominentes
- Nysa: 19.073 (4,8%)
- Vesta: 15.252 (3,8%)
- Flora: 13.786 (3,5%)
- Eos: 9.789 (2,5%)
- Koronis: 5.949 (1,5%)
- Eunomia: 5.670 (1,4%)
- Higiene: 4.854 (1,2%)
- Themis: 4.782 (1,2%)
- Hungría: 2.965 (0,7%)
- Todas las demás familias: 21.500 (5,4%)
- Antecedentes: 295.000 (74,0%)
Entre las numerosas familias de asteroides, las siguientes son las más destacadas del cinturón de asteroides. Para ver la lista completa, consulte a continuación.
- La familia Eos ( adj. Eoan ; 9789 miembros, nombrada en honor a 221 Eos )
- La familia Eunomia ( adj. Eunomiano ; 5670 miembros conocidos, nombrada en honor a 15 Eunomia ) es una familia de asteroides de tipo S. Es la familia más prominente en el cinturón de asteroides intermedio y la sexta familia más grande, con aproximadamente el 1,4 % de todos los asteroides del cinturón principal. [ 6 ] : 23
- La familia Flora ( adj. Florian ; 13.786 miembros, nombrada en honor a 8 Flora ) es la tercera familia más grande. De amplia extensión, carece de límites definidos y se difumina gradualmente en la población circundante . Existen varios grupos distintos dentro de la familia, posiblemente creados por colisiones secundarias posteriores. También se la ha descrito como un clan de asteroides .
- La familia Hungaria ( adj. húngaro ; 2965 miembros, nombrada en honor a 434 Hungaria )
- La familia Hygiea ( adj. Hygieano ; 4.854 miembros, nombrada en honor a 10 Hygiea )
- La familia Koronis ( adj. Koronis ; 5.949 miembros, nombrada en honor a 158 Koronis )
- La familia Nysa ( adj. Nysian ; 19.073 miembros, nombrada en honor a 44 Nysa ). Alternativamente llamada familia Hertha en honor a 135 Hertha .
- La familia Themis ( adj. Themistian ; 4782 miembros, nombrada en honor a 24 Themis )
- La familia Vesta ( adj. Vestiano ; 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 el catálogo completo de planetas menores numerados , que constaba de casi 400 000 cuerpos numerados en ese momento (véase el índice del catálogo para una lista actualizada de planetas menores numerados) . [ 6 ] : 23 Los datos se han puesto a disposición en el sitio web " Small Bodies Data Ferret ". La primera columna de esta tabla contiene el número de identificación de familia o número de identificador de familia ( FIN ), que es un intento de etiquetar numéricamente las familias identificadas, independientemente de su nombre actual, ya que el nombre de una familia puede cambiar con observaciones más precisas, lo que lleva a que se utilicen varios nombres en la literatura y a la consiguiente confusión. [ 6 ] : 17
Otras familias o grupos dinámicos
Otras familias de asteroides procedentes de diversas fuentes (no incluidas en la tabla anterior), así como familias que no son asteroides, incluyen:
Véase también
- Elementos orbitales propios
- Familia de colisión
- Categoría: Grupos y familias de asteroides
Notas
- ↑ "cercano" 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 a entre 4:1 y 3:1, B es de 3:1 a 8:3, C es de 8:3 a 5:2, D es de 5:2 a 7:3, E es de 7:3 a 9:4, F es de 9:4 a 11:5, G es de 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.
- ↑ Esto es una broma de Nesvorný et al. En su Tabla 2 la referencia es a la película de 1995, GoldenEye .
Referencias
- ↑ Brown, Michael E .; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (marzo de 2007). "Una familia de objetos helados colisionales en el cinturón de Kuiper". Nature . 446 (7133): 294–296 . doi : 10.1038/nature05619 . PMID 17361177 .
- 1 2 Hirayama, Kiyotsugu (octubre de 1918). "Grupos de asteroides probablemente de origen común" . Astronomical Journal . 31 (743): 185– 188. Bibcode : 1918AJ.....31..185H . doi : 10.1086/104299 .
- ↑ Darling, David. "Familia Hirayama" . www.daviddarling.info .
- ↑
- MS Kelley y MJ Gaffey 9 Metis y 113 Amalthea: un par de asteroides genéticos , Icarus Vol. 144, pág. 27 (2000).
- ↑ 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) pp 296–311.
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 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 . Bibcode : 2015aste.book..297N . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch016 . ISBN 9780816532131. S2CID 119280014 .
- ↑ "Tabla resumen de familias de asteroides para cada familia. Se incluyen las familias troyana y griqua" . AstDyS . Consultado el 19 de febrero de 2024 .
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 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 .
- 1 2 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 . Bibcode : 2013MNRAS.433.2075C . doi : 10.1093/mnras/stt884 .
- ↑ Masiero, Joseph R.; Mainzer, AK; Bauer, JM; Grav, T.; Nugent, CR; Stevenson, R. (junio de 2013). "Identificación de familias de asteroides mediante 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 .
- ↑ Hergenrother, CW; Larson, SM; Spahr, TB (septiembre de 1996). "La familia Hansa: una nueva familia de asteroides de alta inclinación". Resúmenes de la reunión de la AAS/División de Ciencias Planetarias n.° 28. 28 : 10.07. Bibcode : 1996DPS....28.1007H .
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 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 .
- 1 2 3 4 5 6 7 Zappalà, V.; Bendjoya, Ph.; Cellino, A.; Farinella, P.; Froeschle, C. (1997). "Familias dinámicas de asteroides" . NASA Planetary Data System : EAR-A-5-DDR-FAMILY-V4.1 . Recuperado el 4 de marzo de 2020 .( Página principal de PDS )
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Roig, F.; Ribeiro, AO; Gil-Hutton, R. (junio de 2008). "Taxonomía de familias de asteroides entre los troyanos de Júpiter: comparación entre 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 .
- ↑ Milani, Andrea (octubre de 1993). "El cinturón de asteroides troyano: 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 .
Lecturas adicionales
- Bottke, William F., ed. (2002). Asteroides III . University of Arizona Press. ISBN 0-8165-2281-2.
- Bendjoya, Philippe; Zappalà, Vincenzo. "Identificación de la familia de asteroides". En Bottke (2002) , págs. 613–618.
- Zappalà, V. et al. "Propiedades físicas y dinámicas de las familias de asteroides". En Bottke (2002) , págs. 619–631.
- Cellino, A. et al. "Propiedades espectroscópicas de familias de asteroides". En Bottke (2002) , págs. 633-643.
- Nesvorný, David; Bottke, William F. Jr.; Dones, Luke; Levison, Harold F. (junio de 2002). "La reciente fragmentación de un asteroide en la región del cinturón principal" (PDF) . Nature . 417 (6890): 720–722 . doi : 10.1038/nature00789 . PMID 12066178 .
- Zappalà, Vincenzo; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; Knežević, Zoran (diciembre de 1990). "Familias de asteroides I - Identificación mediante agrupación jerárquica y evaluación de confiabilidad". Revista Astronómica . 100 : 2030. Código Bib : 1990AJ....100.2030Z . doi : 10.1086/115658 .
- Zappalà, Vincenzo; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; Milani, Andrea (febrero de 1994). "Familias de asteroides II - Ampliación a innumerables asteroides de oposición múltiple". Revista Astronómica . 107 : 772– 801. Código bibliográfico : 1994AJ....107..772Z . doi : 10.1086/116897 .
- Zappalà, V.; Bendjoya, Ph.; Cellino, A.; Farinella, P.; Froeschlé, C. (agosto de 1995). "Familias de asteroides: búsqueda en una muestra de 12.487 asteroides utilizando dos técnicas de agrupamiento diferentes". Icarus . 116 (2): 291– 314. Bibcode : 1995Icar..116..291Z . doi : 10.1006/icar.1995.1127 . ISSN 0019-1035 .
Enlaces externos
- Sistema de Datos Planetarios - Conjunto de datos de familias de asteroides , según el análisis de Zappalà de 1995.
- Últimos cálculos de elementos propios para planetas menores numerados en astDys .
- Grupos de asteroides (y cometas) archivados el 5 de febrero de 2021 en la Wayback Machine por Petr Scheirich (con excelentes gráficos).
- Portal de familias de asteroides
- Hurón de datos de cuerpos pequeños
