Семейство астероидов
Семейство астероидов — это группа астероидов, которые имеют примерно одинаковые орбитальные характеристики, например, такие, как большая полуось, эксцентриситет и наклонение орбиты. Астероиды, входящие в состав семейства, как правило, являются фрагментами столкнувшихся в прошлом более крупных астероидов, разрушившихся в результате этого столкновения.
Характерные особенности
Большие семейства могут содержать сотни крупных астероидов и ещё множество мелких, большинство из которых, вероятно, ещё не открыты. Мелкие семейства могут содержать всего лишь около десятка более-менее крупных астероидов. Почти треть астероидов главного астероидного пояса (от 33 % до 35 %) входят в состав различных семейств.
На данный момент открыто около 20—30 семейств астероидов (официально признанных научным сообществом) и несколько десятков более мелких групп астероидов, которые не получили официальное признание. Большинство семейств находятся в главном поясе астероидов, но есть и такие, которые встречаются за его пределами, например, семейство Паллады, семейство Венгрии, семейство Фокеи, орбиты которых из-за слишком больших (слишком малых) радиусов или значительного наклонения лежат за пределами пояса.
Одно из семейств было найдено даже среди транснептуновых объектов в поясе Койпера, оно связано с карликовой планетой Хаумеа[1]. Некоторые исследователи считают, что и троянские астероиды образовались когда-то в результате разрушения более крупного тела, но чётких доказательств этому пока не найдено.
Происхождение и эволюция
Семейства предположительно являются фрагментами столкнувшихся и разрушившихся впоследствии крупных астероидов. В большинстве случаев при столкновении родительские астероиды полностью разрушаются, но существуют и такие семейства, в которых родительский астероид остался цел. Если столкнувшийся с астероидом объект был не очень крупным, то он может выбивать многочисленные мелкие фрагменты из астероида, которые потом и составляют семейство, не разрушая его самого. Сюда относятся семейства таких астероидов, как (4) Веста, (10) Гигея и (20) Массалия. В них присутствует крупное центральное тело и множество мелких астероидов, выбитых из его поверхности. Некоторые семейства, например, семейство Флоры, имеют очень сложную внутреннюю структуру, которая до сих пор не имеет удовлетворительного объяснения. Возможно, она связана с тем, что имело место не одно, а несколько крупных столкновений в разные исторические периоды.
Ввиду того, что все астероиды семейства образуются из одного родительского тела, как правило, они все имеют одинаковый состав. Исключением являются только семейства, образовавшиеся из очень крупных астероидов, где уже произошла дифференциация недр. Ярким представителем такого семейства является семейство Весты.
Срок жизни астероидных семейств составляет порядка одного миллиарда лет в зависимости от различных факторов (например, небольшие астероиды покидают семейство быстрее). Это в несколько раз меньше возраста Солнечной системы, таким образом раньше таких семейств могло быть гораздо больше, а существующие семейства астероидов, по сути, являются реликтами ранней Солнечной системы. Существует две основные причины распада астероидного семейства: с одной стороны — это постепенное рассеивание орбит астероидов из-за возмущающего действия гравитации Юпитера, а с другой — столкновения астероидов между собой и дробление их на более мелкие фрагменты. Небольшие астероиды легко подпадают под действие различных небольших возмущающих воздействий, таких, как эффект Ярковского, которые в силу малой массы астероида могут существенно изменять его орбиту за короткий промежуток времени, в результате астероид может постепенно перейти на резонансную с Юпитером орбиту. Оказавшись там, они сравнительно быстро выбрасываются им за пределы пояса астероидов. Предварительные оценки возраста различных семейств дают разброс от нескольких миллионов (семейство Карины) до несколько миллиардов лет. Как полагают учёные, в старых семействах очень мало небольших астероидов. Отсутствие маленьких астероидов является основным критерием определения возраста астероидных семейств.
Предполагается, что самые старые семейства потеряли почти все свои мелкие и средние астероиды и состоят лишь из самых крупных астероидов. Примером остатков таких семейств, возможно является астероиды (9) Метида и (113) Амальтея. Одним из доказательств большой распространённости семейств в прошлом являются результаты химического анализа железных метеоритов. Они показывают, что когда-то существовали, по крайней мере, от 50 до 100 крупных астероидов, в которых произошла дифференциация недр и которые, будучи разрушенными, послужили источником таких метеоритов.
Определение семейств
Если нанести известные элементы орбит астероидов на диаграмму зависимости наклонения орбиты от эксцентриситета (или от большой полуоси), можно легко заметить концентрации астероидов в определённых областях диаграммы. Это и есть семейства.
Строго говоря, семейства и их членов определяют на основе анализа так называемых собственных элементов орбиты, а не стандартных оскулирующих элементов, которые за счёт различных возмущающих факторов изменяются за несколько тысяч лет, в то время как собственные элементы орбиты остаются постоянными в течение десятков миллионов лет.
Японский астроном К. Хираяма (1874—1943) впервые оценил собственные элементы орбит астероидов и первым в 1918 году выявил пять самых крупных семейств, образовавшихся в результате распада более крупного астероида. В его честь эти пять семейств ныне иногда называют семействами Хираямы.
На сегодняшний день использование специальных компьютерных программ обработки результатов наблюдений позволило учёным выявить десятки семейств астероидов. Наиболее эффективными алгоритмами являются «метод иерархической кластеризации» (от англ. Hierarchical Clustering Method, сокращённо HCM), который ищет астероиды с небольшим расстоянием между собой или до основного астероида, и «метод вейвлет-анализа» (от англ. Wavelet Analysis Method, сокращённо WAM), который строит диаграмму распределения плотности астероидов и находит концентрации на этой диаграмме.
Границы семейств бывают очень расплывчатыми, поскольку вокруг находится ещё множество других астероидов, то по краям они постепенно сливаются с общим фоном главного пояса. По этой причине численность даже относительно хорошо изученных семейств астероидов определена лишь приблизительно, а принадлежность к семейству находящихся рядом с ним астероидов остаётся точно неопределённой.
Кроме того, некоторые «случайные» астероиды из общего окружающего фона могут каким-либо образом оказаться в центральных районах семейства. Поскольку настоящие члены семейства должны иметь приблизительно одинаковый химический состав, выявить такие астероиды на основании анализа их спектральных характеристик, которые будут не совпадать с основной массой астероидов семейства, в принципе, вполне возможно. Самым ярким примером этого случая является малая планета 1 Церера, одно время считавшаяся главным представителем семейства Гефьён, которое тогда называлось в честь неё семейством Цереры. Позже, однако, выяснилось, что Церера не имеет никакого отношения к этому семейству.
Спектральные характеристики могут быть использованы также для определения принадлежности астероидов, находящихся во внешних областях семейства, как это было сделано для семейства Весты, имеющего очень сложную структуру.
Список семейств
См. также
Примечания
- ↑ Майкл Браун, Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, A collisional family of icy objects in the Kuiper belt, Nature, 446, (Март 2007), pp 294—296
- ↑ 2,0 2,1 Florczac M., Barucci M. A., Doressoundiram A., Lazzaro D., Angeli C. A., Dotto E. A visible spectroscopic survey of the Flora clan (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1998. — No. 133. — P. 233—246.
- ↑ Binzel R. P., Xu S. Chips off asteroid 4 Vesta: Evidence for the parent body of basaltic achondrite meteorites (англ.) // Science. — 1993. — No. 260. — P. 186—191.
- ↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 4,13 4,14 4,15 4,16 4,17 4,18 4,19 Bus S. J. Compositional structure in the asteroid belt: Results of a spectroscopic survey (англ.). — Массачусетский технологический институт, 1999. Архивировано 31 декабря 2014 года.
- ↑ Lazzaro D., Mothé-Diniz T., Carvano J. M., Angeli C., Betzler, A. S., Florczac M., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Barucci M. A., Dotto E., Bendjoya P. Eunomia family: A visible spectroscopic survey (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1999. — No. 142. — P. 445—453.
- ↑ Doressoundiram A., Barucci M. A., Fulchignoni M. Eos family: A spectroscopic study (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1998. — No. 131. — P. 15—31.
- ↑ В. Цаппала, Bendjoya P., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Manara A., Migliorini F. Fugitives from Eos family: First spectroscopic confirmation (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2000. — No. 145. — P. 4—11.
- ↑ Mothé-Diniz T., Di Martino M., Bendjoya P., Doressoundiram A., Migliorini F. Rotationally resolved spectra of 10 Hygiea and a spectroscopic study of the Hygiea family (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2001. — No. 152. — P. 117—126.
- ↑ В. Цаппала, Cellino A., Di Martino M., Migliorini F., Paolicchi P. Maria’s family: Physical structure and possible implications for the origin of giant NEAs (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1997. — No. 129. — P. 1—20.
- ↑ Di Martino M., Migliorini F., В. Цаппала, Manara A., Barbieri C. Veritas asteroid family: Remarkable spectral differences inside a primitive parent body (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1997. — No. 127. — P. 112—120.
- ↑ Migliorini F., Manara A., Di Martino M., Farinella P. The Hoffmeister family: Inferences from physical data (англ.) // Astron. Astrophys.. — 1996. — No. 310. — P. 681—685.
- ↑ Burbine T. H., Gaffey M. J., Bell J. F. S-asteroids 387 Aquitania and 980 Anacostia: Possible fragments of the breakup of a spinel-bearing parent body with CO3/CV3 affinities (англ.) // Meteoritics. — 1992. — No. 27. — P. 424—434.
Литература
- Bendjoya, Philippe; and Винченцо Цаппала; «Asteroid Family Identification», in Asteroids III, pp. 613—618, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
- В. Цаппала и др. «Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families», in Asteroids III, pp. 619—631, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
- A. Cellino et al. «Spectroscopic Properties of Asteroid Families», in Asteroids III, pp. 633—643, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
- Hirayama, Kiyotsugu; «Groups of asteroids probably of common origin», Astronomical Journal, Vol. 31, No. 743, pp. 185—188 (October 1918).
- Nesvorný, David; Bottke Jr., William F.; Dones, Luke; and Levison, Harold F.; «The recent breakup of an asteroid in the main-belt region», Nature, Vol. 417, pp. 720—722 (June 2002).
- Винченцо Цаппала; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; and Knežević, Zoran; «Asteroid families I — Identification by hierarchical clustering and reliability assessment», Astronomical Journal, Vol. 100, p. 2030 (December 1990).
- Винченцо Цаппала; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; and Milani, Andrea; «Asteroid families II — Extension to unnumbered multiopposition asteroids», Astronomical Journal, Vol. 107, pp. 772—801 (February 1994)
- В. Цаппала и др. Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques, Icarus, Vol. 116, p. 291 (1995.)
- M. S. Kelley & M. J. Gaffey 9 Metis and 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair, Icarus Vol. 144, p. 27 (2000).
Ссылки
- Planetary Data System — Asteroid Families dataset, as per the Zappalà 1995 analysis.
- Latest calculations of proper elements for numbered minor planets at astDys.
- Asteroid (and Comet) Groups Архивная копия от 5 февраля 2021 на Wayback Machine by Petr Scheirich (with excellent plots).