O familie de planete minore , familie asteroid , familia Hirayama , sau familia collisional , este un set de planete minore care împărtășesc elemente orbitale similare (cum ar fi axa semi-majoră , excentricitatea sau înclinația orbitală ) și care se presupune a fi fragmente de coliziuni trecute între asteroizi.
Aceste familii se găsesc în special în centura principală de asteroizi , ceea ce explică de ce termenul familie de asteroizi este cel mai comun. Descoperirile familiilor printre troienii din Jupiter și, în 2006, în centura Kuiper duc treptat la generalizarea conceptului la cel al familiei planetelor minore.
Această noțiune de familie trebuie distinsă de cea de grup . În ambele cazuri, acestea sunt seturi de planete minore care au proprietăți orbitale similare, dar grupurile apar doar din fenomene dinamice (și nu din coliziuni) și joacă un rol mai structurant în aranjarea planetelor minore în cadrul sistemului solar .
Astronomul japonez Kiyotsugu Hirayama (1874–1943) a fost primul care a teorizat noțiunea de familie. Articolul său fondator Grupuri de asteroizi probabil de origine comună , publicat în 1918, scoate în evidență, printre cei 790 de asteroizi la care se face referire apoi, trei prime familii pe care le numește după membrii lor cu număr mai mic: Coronis (13 membri identificați), Eos (19) și Themis (22). El introduce termenul familie și - fără a-l numi - noțiunea de elemente orbitale specifice care îi permite să evidențieze originea comună a membrilor fiecărei familii. Mai târziu a recunoscut alte familii, inclusiv pe cele ale lui Flore și Maria .
Dirk Brouwer a continuat această activitate în anii 1950 și a rafinat metode statistice pentru identificarea familiilor. Noile familii sunt identificate treptat, dar există diferențe semnificative între astronomi, atât în ceea ce privește criteriile care trebuie utilizate, cât și pe lista familiilor care trebuie păstrate. În anii 1980, numărul familiilor identificate poate varia de la 15 la 117 conform autorilor, iar consensul se referă doar la familiile „clasice” identificate de Hirayama.
Studiul familiilor a făcut o treabă bună în anii 1990 și 2000 datorită creșterii rapide a numărului de planete minore la care se face referire și, în același timp, puterii procesării statistice, dar și, mai ales, datorită apariției treptate a unei consens asupra unor metode de identificare mai riguroase (HCM, WAM, criteriul D ...). Un studiu publicat în 1995 și bazat pe un eșantion de aproximativ 12.500 de asteroizi identifică 26 de familii bine caracterizate.
Conceptul de familie este conceptul generic. Familiile mici sunt adesea menționate de termenul englezesc cluster (sau cluster în franceză) . Termenul pereche este utilizat în cazul extrem al unui set redus la doar două obiecte care gravitează împreună. Unii astronomi au propus alți termeni (clan, trib, smoc ...) pentru a descrie diversitatea situațiilor (familii mai mult sau mai puțin clare, mai mult sau mai puțin izolate ...), dar utilizarea lor rămâne rară.
Mai multe utilizări coexistă. Cea mai frecventă utilizare a fost desemnarea familiilor (precum și a grupurilor) după numele membrilor lor cu cel mai mic număr. O altă utilizare este privilegierea numelui membrului mai mare, ceea ce este în concordanță cu faptul că membrul mai mare este adesea considerat „membru părinte”.
Aceste două utilizări explică parțial de ce multe familii sunt desemnate cu nume diferite în funcție de timp sau conform autorilor, deoarece metodele de studiu sunt rafinate: descoperirea unui nou membru mai mare, includerea unui nou membru cu număr mai mic, excluderea membru care inițial și-a dat numele familiei etc.
Astronomii David Nesvorný , Miroslav Brož și Valerio Carruba au propus în 2015 un sistem de fixare a unei denominații stabile și comune celor mai bine caracterizate familii. Acest sistem se bazează pe alocarea unui număr din 3 cifre numit Numărul de identificare a familiei sau FIN. Primul număr indică zona sistemului solar în cauză:
Acest sistem a fost preluat de atunci de alți astronomi.
Numărul exact al familiilor este din fire imposibil. Caracterizarea lor prin metode statistice generează numeroase cazuri limită. În plus, noile familii sunt propuse în mod regulat și fac obiectul unor dezbateri înainte de acceptarea sau infirmarea lor. Unele pot rămâne ipotetice mult timp.
Studiile sintetice sunt publicate în mod regulat și rafinează treptat lista celor mai bine stabilite familii. Una dintre ele, publicată în 2015 de D. Nesvorny, M. Broz și V. Carruba, enumeră 122 de familii la care putem adăuga familia Eureka și familia Hauméa, netratate în cadrul studiului. De asemenea, propune o listă suplimentară de 19 familii candidate.
Familiile sunt interpretate ca rezultând din coliziunile dintre asteroizi. Această interpretare este propusă din lucrările fondatoare ale lui K. Hirayama în anii 1920 și a fost treptat afirmată. În majoritatea cazurilor, se crede că coliziunea a dus la distrugerea ambilor corpuri părinte. În unele cazuri, dimpotrivă, coliziunea este interpretată ca un impact al craterului . Acesta este, de exemplu, cazul pentru familiile lui Vesta (ipoteza unei legături cu craterul Rheasilvia pe (4) Vesta ), a lui Juno , a lui Pallas , a Hygeia sau a Massaliei . Uneori vorbim în acest caz de familie de craterizare .
Originea colizională explică faptul că, în marea majoritate a cazurilor, membrii unei familii au o omogenitate a compoziției (asumată prin proprietăți spectrale ). Acest aspect este utilizat, pe lângă elementele orbitale specifice, pentru a rafina identificarea familiilor și pentru a identifica posibili intruși care nu fac parte dintr-o familie. Cu toate acestea, cazurile de craterizare a corpurilor mari diferențiate pot fi o excepție.
Familiile foarte mici, în special cele izolate precum familia Eureka din troienii din Marte, au condus la luarea în considerare a altor scenarii, de exemplu rupturi succesive ale unui corp mic cauzate de efectul YORP . Ipoteza unei coliziuni rămâne totuși de cele mai multe ori preferată.
În timpul unei coliziuni, vitezele relative dintre fragmentele generate rămân scăzute în comparație cu viteza de mișcare a asteroizilor din orbita lor. Acest lucru explică de ce familiile au nevoie de câteva milioane de ani pentru a se dispersa și astfel rămân identificabile prin studiul elementelor orbitale. Fragmentele mai mici sunt de obicei evacuate cu o viteză mai mare și, prin urmare, se dispersează mai repede.
Influența gravitațională a planetelor (în special a lui Jupiter în cazul familiilor centurii principale) perturbă orbitele fragmentelor într-un mod diferențiat și accelerează dispersia. Calculul parametrilor orbitali specifici face posibilă depășirea acestui fenomen și astfel identificarea familiilor mai ușor și într-un mod mai relevant, în special a celor mai vechi.
Alte efecte non-gravitaționale perturbă orbitele fragmentelor într-un mod diferențiat, în special efectele Yarkovsky și YORP legate de lumina soarelui. Aceste fenomene afectează în mod deosebit membrii mici ai familiei, consolidând în continuare dispersarea lor deja mai rapidă. Studiul distribuției fragmentelor în funcție de mărimea lor face astfel posibilă estimarea vârstei familiilor, adică a momentului coliziunii.
Strict vorbind, aderența unui asteroid la o anumită familie se face prin analiza propriilor elemente orbitale, mai degrabă decât prin elementele sale orbitale osculante , acestea din urmă variind în mod regulat în decursul timpului de câteva zeci de mii de zile. În ceea ce privește elementele orbitale specifice, acestea sunt constante legate de mișcare care ar trebui să rămână aproape constante pe perioade de cel puțin câteva zeci de milioane de ani.
Centura principală este împărțită în mod convențional în mai multe subgrupuri legate, în special, de golurile Kirkwood . Sunt posibile mai multe tăieri. Păstrăm aici următoarea defalcare:
Marea majoritate a familiilor cunoscute sunt concentrate în zonele I, II și III ale centurii principale. Majoritatea au o pantă medie mai mică de 20 °.
Regiunile periferice, mult mai puțin dense în asteroizi, concentrează puține familii. Aceste regiuni sunt discutate în secțiunea Familii din cadrul grupurilor periferice .
Se estimează că între un sfert și o treime din asteroizii din centura principală se știe că aparțin unei familii.
Familie | SFÂRȘIT | Asteroid referent | Zonat | Numărul de membri | Tipul spectral | Vârsta estimată | Observații |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Vesta | 401 | (4) Vesta | Zona I | ~ 15.300 | V | ||
Floră | 402 | (8) Flora | Zona I | ~ 13.800 | S | ||
Massalia | 404 | (20) Massalia | Zona I | ~ 6.400 | S | ||
Eunomie | 502 | (15) Eunomie | Zona II | ~ 5.700 | S | ||
Maria | 506 | (170) Maria | Zona II | ~ 2.900 | S | ||
Hygie | 601 | (10) Hygieia | Zona III | ~ 4.900 | C / B | ||
Themis | 602 | (24) Themis | Zona III | ~ 4.800 | VS | ||
Coronis | 605 | (158) Coronis | Zona III | ~ 5.900 | S | ||
Eos | 606 | (221) Eos | Zona III | ~ 9.800 | K |
Articolul Lista familiilor minore ale planetei oferă o listă detaliată a familiilor.
Familie | SFÂRȘIT | Asteroid referent | grup | Numărul de membri | Tipul spectral | Vârsta estimată | Observații |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Periferia internă a centurii principale | |||||||
Eureka | (5261) Eureka | Troienii lui Marte / L 5 | ~ 7 | LA | ~ 1 Ga | Identificat în 2013. Conține 7 dintre cei 8 troieni aflați în L 5 (mai 2019). | |
Ungaria | 003 | (434) Ungaria | Grupul Hungaria | ~ 3.000 | E | Identificat în 1994. | |
Periferia exterioară a centurii principale | |||||||
Sylvia | 603 | (87) Sylvia | Grupul de cibele | ~ 260 | X | ~ 1,2 sau 4,2 Ga ? | Identificat în 2010. |
Ulla | 903 | (909) Ulla | Grupul de cibele | ~ 26 | X | ||
Huberta | (260) Huberta | Grupul de cibele | ~ 48 | ~ 1,1 Ga | Identificat în 2015. | ||
Hilda | 001 | (153) Hilda | Grupul Hilda | ~ 410 | VS | ||
Schubart | 002 | (1911) Schubart | Grupul Hilda | ~ 350 | VS | ||
Euribat | 005 | (3548) Euribat | Troienii lui Jupiter / L 4 | ~ 310 | C / P | ~ 1 până la 4 Ga | |
Hector | 004 | (624) Hector | Troienii lui Jupiter / L 4 | ~ 90 | D | Prima familie de tip D identificată. | |
Ennomos | 009 | (4709) Ennomos | Troienii lui Jupiter / L 5 | ~ 100 | ~ 1 până la 2 Ga | Identificat în 2011. |
Ipoteza unei familii printre troienii de pe Marte gravitați în L 5 a fost formulată în 2013 în același timp de astronomii spanioli C. și R. de la Fuente Marcos și de astronomul englez Apostolos Christou. Este numită în mod convențional familia Eureka, după numele său, atât Eureka, cât și cel mai mare număr (5261) . Acum s-a stabilit că include 7 dintre cei 8 asteroizi care gravitează în L5.
Grupul Hungaria este un grup de asteroizi cu excentricitate scăzută și înclinație medie (de obicei între 15 și 35 °) situat între Marte și centura principală (de obicei 1,8 <a <2,0 au ). Se distinge în interior o familie colizională desemnată ca familia Hungaria . Această familie conține majoritatea asteroizilor din grup, dar sunt într-adevăr două grupuri distincte. Distincția dintre grup și familie nu a fost propusă clar până în 1994.
Grupul Cybele este situat la periferia exterioară a centurii principale, între posturile vacante Kirkwood legate de rezonanțe 2: 1 și 5: 3 cu Jupiter, adică în zona 3,27 <a <3, 70 ua . În această regiune au fost descoperite mai multe familii colizionale. Prima identificată în mod clar este familia Sylviei în 2010. Alte două familii sunt bine documentate astăzi, familia Ulla și familia Huberta . Alte familii (de exemplu în jurul asteroizilor (522) Helga , (643) Scheherazade , (121) Hermione , (1028) Lydina , (3141) Buchar sau (107) Camille ) au fost propuse, dar nu (sau nu) din nou) consens.
Grupul Hilda este direct legat de un fenomen de rezonanță orbitală cu Jupiter, la nivelul de rezonanță 3: 2, în jurul a ~ 3,9 UA . Două familii colizionale au fost identificate în acest grup: familia lui Hilda și familia Schubart .
Studierea familiilor din troienii lui Jupiter s- a dovedit dificilă. Studiile publicate la sfârșitul anilor 1980 și apoi în anii 1990 sau 2000 au propus mai întâi perechi de asteroizi sau grupuri mici, apoi familii mai mari. Dar un studiu publicat în 2011 a arătat ulterior că, dintre toți cei considerați anterior, numai familia Eurybate sa dovedit a fi statistic robustă. Prin urmare, putem considera astăzi familia Eurybates ca fiind prima care a fost identificată în mod clar în cadrul troienilor din Jupiter. De atunci, au fost propuse noi familii, în special familii care implică în principal troieni mici descoperiți după 2000.
Două studii sumare publicate în 2015 și 2016, bazate pe eșantioane de 4.016 și 5.852 troieni, identifică 6 familii, inclusiv 4 în L 4 și 2 în L 5 . Se pot menționa în special familiile Eurybate (în L 4 , aproximativ 310 membri), Ennomos (în L 5 , aproximativ 100 de membri) și Hector (în L 4 , aproximativ 90 de membri).
Familia lui Hector pare să grupeze împreună asteroizi de tip D , ceea ce ar face din aceasta prima familie de coliziune de acest tip identificată în sistemul solar.
Familie | SFÂRȘIT | Asteroid referent | grup | Numărul de membri | Tipul spectral | Vârsta estimată | Observații |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Hauméa | (136108) Hauméa | Centura Kuiper | ~ 10 | Identificat în 2006. |
Familia Hauméa este prima familie identificată, în 2006, în centura Kuiper . În 2013, rămâne singura familie transneptuniană clar identificată. Are aproximativ zece membri, inclusiv probabil cele două luni mici din Hauméa . Un studiu publicat în 2008 consideră că este mai probabil ca originea acestei familii să fie un șoc între două obiecte împrăștiate cu o excentricitate puternică, mai degrabă decât între două obiecte ale centurii Kuiper în sine.