Asteroidi perhe

Asteroidiperhe  on ryhmä asteroideja, joilla on suunnilleen samat rataominaisuudet, kuten esimerkiksi puolisuurakseli , epäkeskisyys ja kiertoradan kaltevuus . Perheen muodostavat asteroidit ovat yleensä fragmentteja suuremmista asteroideista, jotka törmäsivät aiemmin ja tuhoutuivat tämän törmäyksen seurauksena.

Ominaisuudet

Suuret perheet voivat sisältää satoja suuria asteroideja ja monia muita pieniä, joista useimpia ei todennäköisesti ole vielä löydetty. Pienet perheet voivat sisältää vain noin tusinaa enemmän tai vähemmän suurta asteroidia. Lähes kolmasosa pääasteroidivyöhykkeen asteroideista (33–35 %) kuuluu eri perheisiin.

Tällä hetkellä on löydetty noin 20-30 asteroidiperhettä (tiedeyhteisön virallisesti tunnustama) ja useita kymmeniä pienempiä asteroidiryhmiä, jotka eivät ole saaneet virallista tunnustusta. Suurin osa perheistä on pääasteroidivyöhykkeellä, mutta on myös niitä, jotka löytyvät sen ulkopuolella, esimerkiksi Pallas -suku , unkarilainen perhe , Phocaea-suku , joiden kiertoradat ovat vyön ulkopuolella liian suuren (liian pienen) takia. ) säteet tai merkittävä kaltevuus.

Yksi perheistä on löydetty jopa Kuiperin vyöhykkeen trans-neptunisista esineistä , se liittyy kääpiöplaneetta Haumeaan [1] . Jotkut tutkijat uskovat, että troijalaiset asteroidit syntyivät aikoinaan suuremman ruumiin tuhoutumisen seurauksena, mutta selkeää näyttöä tästä ei ole vielä löydetty.

Alkuperä ja evoluutio

Perheet ovat oletettavasti fragmentteja suurista asteroideista, jotka törmäsivät ja romahtivat. Useimmissa tapauksissa emoasteroidit tuhoutuvat täysin törmäyksen aikana, mutta on myös perheitä, joissa emoasteroidi pysyy ehjänä. Jos asteroidin kanssa törmästynyt esine ei ollut kovin suuri, se voi tyrmätä asteroidista useita pieniä fragmentteja, jotka sitten muodostavat perheen tuhoamatta sitä itse. Tämä sisältää asteroidiperheet, kuten (4) Vesta , (10) Hygiea ja (20) Massalia . Ne sisältävät suuren keskuskappaleen ja monia pieniä asteroideja, jotka on pudonnut sen pinnalta. Joillakin perheillä, kuten Flora-perheellä , on hyvin monimutkainen sisäinen rakenne, jota ei ole vielä selitetty tyydyttävästi. Ehkä se johtuu siitä, että eri historiallisina ajanjaksoina ei tapahtunut yksi, vaan useita suuria yhteenottoja.

Koska kaikki perheen asteroidit muodostuvat samasta vanhempainrungosta, niillä kaikilla on yleensä sama koostumus. Ainoat poikkeukset ovat erittäin suurista asteroideista muodostuneet perheet, joissa sisäinen erilaistuminen on jo tapahtunut. Sellaisen perheen näkyvä edustaja on Vesta-perhe .

Asteroidiperheiden elinikä on noin miljardi vuotta, riippuen eri tekijöistä (esim. pienet asteroidit lähtevät perheestä nopeammin). Tämä on useita kertoja vähemmän kuin aurinkokunnan ikä , joten tällaisia ​​perheitä olisi voinut olla paljon enemmän aiemmin, ja nykyiset asteroidiperheet ovat itse asiassa varhaisen aurinkokunnan jäänteitä. Asteroidiperheen hajoamiseen on kaksi pääsyytä: toisaalta tämä on asteroidien kiertoradan asteittainen hajoaminen Jupiterin painovoiman häiritsevän vaikutuksen vuoksi ja toisaalta asteroidien törmäys toisiinsa. ja niiden murskaaminen pienemmiksi paloiksi. Pieniin asteroideihin vaikuttavat helposti erilaiset pienet häiriöt, kuten Jarkovski-ilmiö , joka asteroidin pienen massan vuoksi voi muuttaa sen kiertorataa merkittävästi lyhyessä ajassa, minkä seurauksena asteroidi voi vähitellen siirtyä Jupiterin kanssa resonoiva kiertorata. Siellä ne heitetään suhteellisen nopeasti ulos asteroidivyöhykkeestä. Eri perheiden alustavat ikäarviot vaihtelevat muutamasta miljoonasta ( Karinan perhe ) useisiin miljardeihin vuosiin. Kuten tiedemiehet uskovat, vanhoissa perheissä on hyvin vähän pieniä asteroideja. Pienten asteroidien puuttuminen on tärkein kriteeri asteroidiperheiden iän määrittämisessä.

Oletetaan, että vanhimmat perheet ovat menettäneet lähes kaikki pienet ja keskisuuret asteroidinsa ja koostuvat vain suurimmista asteroideista. Esimerkki tällaisten perheiden jäänteistä on luultavasti asteroidit (9) Metis ja (113) Amalthea . Yksi todiste perheiden suuresta esiintyvyydestä menneisyydessä ovat rautameteoriittien kemiallisen analyysin tulokset. Ne osoittavat, että aikoinaan oli ainakin 50-100 suurta asteroidia, joissa sisäinen erilaistuminen tapahtui ja jotka tuhoutuessaan toimivat tällaisten meteoriittien lähteenä.

Määritellyt perheet

Jos piirrät asteroidien radan tunnetut elementit kiertoradan kaltevuuden vs. epäkeskisyyden (tai puolipääakselin) kaavioon, voit helposti nähdä asteroidien pitoisuudet tietyillä kaavion alueilla. Tällaisia ​​perheet ovat.

Tarkkaan ottaen perheet ja niiden jäsenet määritetään kiertoradan ns. luontaisten elementtien analyysin perusteella , ei tavanomaisten oskulaatioelementtien perusteella, jotka useiden häiritsevien tekijöiden vuoksi muuttuvat useiden tuhansien vuosien aikana, kun taas sisäiset elementit kiertoradan määrä pysyy vakiona kymmeniä miljoonia vuosia.

Japanilainen tähtitieteilijä K. Hirayama (1874-1943) arvioi ensimmäisenä asteroidien kiertoradan oikeat elementit ja tunnisti vuonna 1918 ensimmäisenä viisi suurinta perhettä, jotka muodostuivat suuremman asteroidin rappeutumisen seurauksena. Näitä viittä perhettä kutsutaan nykyään hänen kunniakseen Hirayama-perheiksi .

Tähän mennessä erityisten tietokoneohjelmien käyttö havaintojen tulosten käsittelyyn on antanut tutkijoille mahdollisuuden tunnistaa kymmeniä asteroidiperheitä. Tehokkaimmat algoritmit ovat "hierarkkinen klusterointimenetelmä" ( englanninkielisestä  Hierarchical Clustering Methodista , lyhennettynä HCM), joka etsii asteroideja, joilla on pieni etäisyys toisistaan ​​tai pääasteroidiin, ja " aaltoanalyysimenetelmä " (alk. Englanti  Wavelet Analysis Method , lyhennetty WAM), joka piirtää asteroidien tiheysjakauman ja löytää pitoisuudet tästä kaaviosta.

Perheiden rajat ovat hyvin epämääräisiä, koska ympärillä on vielä monia muita asteroideja, sitten reunoilla ne sulautuvat vähitellen päävyöhykkeen yleiseen taustaan. Tästä syystä jopa suhteellisen hyvin tutkittujen asteroidiperheiden lukumäärä on määritetty vain likimääräisesti, ja kuuluminen sen vieressä sijaitsevaan asteroidiperheeseen on edelleen täysin epävarmaa.

Lisäksi jotkut "satunnaiset" asteroidit yleisestä ympäristön taustasta voivat jotenkin päätyä perheen keskialueille. Koska perheen todellisilla jäsenillä pitäisi olla suunnilleen sama kemiallinen koostumus, on periaatteessa täysin mahdollista tunnistaa sellaiset asteroidit niiden spektriominaisuuksien analyysin perusteella, jotka eivät ole samat perheen asteroidien päämassan kanssa. Silmiinpistävin esimerkki tästä tapauksesta on pieni planeetta 1 Ceres , jota pidettiin aikanaan Gefyon-perheen pääedustajana ja jota silloin kutsuttiin Ceres-perheeksi sen jälkeen. Myöhemmin kuitenkin kävi ilmi, ettei Ceresillä ole mitään tekemistä tämän perheen kanssa.

Spektriominaisuuksia voidaan käyttää myös perheen uloimmilla alueilla sijaitsevien asteroidien kuuluvuuden määrittämiseen, kuten tehtiin Vesta-perheelle , jolla on erittäin monimutkainen rakenne.

Luettelo perheistä

Katso myös

• Asteroidi
• Kepleriläiset kiertoradan elementit

Muistiinpanot

1. ↑ Michael Brown , Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, Törmäysmäinen jääkohteiden perhe Kuiperin vyöhykkeessä , Nature, 446 , (maaliskuu 2007), s. 294-296
2. ↑ 1 2 Florczac M., Barucci MA, Doressoundiram A., Lazzaro D., Angeli CA, Dotto E. Näkyvä spektroskopinen tutkimus Flora-klaanista   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Ei. 133 . - s. 233-246 .
3. ↑ Binzel RP, Xu S. Irrottaa asteroidin 4 Vesta: todisteita basalttiakndriittimeteoriittien emokappaleesta   // Tiede . - 1993. - Ei. 260 . - s. 186-191 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Bus SJ Koostumusrakenne asteroidivyöhykkeellä: Spekroskooppisen  tutkimuksen tulokset . — Massachusetts Institute of Technology , 1999. Arkistoitu alkuperäisestä 31. joulukuuta 2014.
5. ↑ Lazzaro D., Mothé-Diniz T., Carvano JM, Angeli C., Betzler, AS, Florczac M., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Barucci MA, Dotto E., Bendjoya P. Eunomia perhe : Näkyvä spektroskooppinen tutkimus   // Icarus . — Elsevier , 1999. — Ei. 142 . - s. 445-453 .
6. ↑ Doressoundiram A., Barucci MA, Fulchignoni M. Eos-perhe: A spektroskooppinen tutkimus   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Ei. 131 . - s. 15-31 .
7. ↑ V. Tsappala, Bendjoya P., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Manara A., Migliorini F. Eos-perheen pakolaisia: Ensimmäinen spektroskopinen vahvistus  (englanniksi)  // Icarus . — Elsevier , 2000. — Ei. 145 . - s. 4-11 .
8. ↑ Mothé-Diniz T., Di Martino M., Bendjoya P., Doressoundiram A., Migliorini F. 10 Hygiean rotaatioresoluutiospektrit ja Hygiea-  perheen spektroskooppinen tutkimus  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Ei. 152 . - s. 117-126 .
9. ↑ V. Zappala , Cellino A., Di Martino M., Migliorini F., Paolicchi P. Marian perhe: Fyysinen rakenne ja mahdolliset vaikutukset jättiläisten NEA  :iden alkuperään  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Ei. 129 . - s. 1-20 .
10. ↑ Di Martino M., Migliorini F., V. Zappala , Manara A., Barbieri C. Veritas asteroidiperhe : Merkittäviä spektrieroja primitiivisen emokappaleen sisällä   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Ei. 127 . - s. 112-120 .
11. ↑ Migliorini F., Manara A., Di Martino M., Farinella P. Hoffmeister-perhe: Päätelmiä fyysisistä tiedoista   // Astron . Astrofia.. - 1996. - Ei. 310 . - s. 681-685 .
12. ↑ Burbine TH, Gaffey MJ, Bell JF S-asteroidit 387 Aquitania ja 980 Anacostia: Mahdolliset palaset hajoamasta spinelliä sisältävästä emokappaleesta, jolla on CO3/CV3-affiniteetit   // Meteoritics . - 1992. - Ei. 27 . - s. 424-434 .

Kirjallisuus

• Benjoya, Philippe; ja Vincenzo Zappala; "Asteroid Family Identification", julkaisussa Asteroids III , s. 613-618, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• V. Zappala et ai. "Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families", julkaisussa Asteroids III , pp. 619-631, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• A. Cellino et ai. "Asteroidiperheiden spektroskooppiset ominaisuudet", teoksessa Asteroids III , pp. 633-643, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• Hirayama, Kiyotsugu; "Todennäköisesti yhteistä alkuperää olevat asteroidiryhmät", Astronomical Journal , Voi. 31, ei. 743, s. 185-188 (lokakuu 1918).
• Nesvorny, David; Bottke Jr., William F.; Valmis, Luke; ja Levison, Harold F.; "Asteroidin äskettäinen hajoaminen päävyöhykkeen alueella", Nature , Voi. 417, s. 720-722 (kesäkuu 2002).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; ja Knezević, Zoran; "Asteroidiperheet I - Tunnistaminen hierarkkisen klusteroinnin ja luotettavuuden arvioinnin avulla", Astronomical Journal , Voi. 100, s. 2030 (joulukuu 1990).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; ja Milani, Andrea; "Asteroidiperheet II - Laajennus numeroimattomiin monioppositioasteroideihin", Astronomical Journal , Voi. 107, s. 772-801 (helmikuu 1994)
• V. Zappala et ai. Asteroid Families: Search of a 12 487-asteroid Sample using Two Different Clustering Techniques , Icarus, Voi. 116, s. 291 (1995)
• MS Kelley & MJ Gaffey 9 Metis ja 113 Amalthea: Genetic Asteroid Pair , Icarus Voi. 144, s. 27 (2000).

Linkit

• Planetary Data System - Asteroid Families -tietosarja Zappalà 1995 -analyysin mukaan.
• Viimeisimmät laskelmat oikeista elementeistä numeroituille pienille planeetoille osoitteessa astDys .
• Asteroidi (ja komeetta) ryhmät arkistoitu 5. helmikuuta 2021 Wayback Machinessa , kirjoittanut Petr Scheirich (erinomaisilla juoneilla).