Астероидно семејство

Поголемите значајни семејства содржат неколку стотина именувани астероиди (и многу други помали кои сè уште не се анализирани или пак откриени). Малите, збиени семејства можно е да имаат и околу десет именувани астероиди. Околу 33% до 35% од астероидите во главниот појас се припадници на астероидни семејства.

Познати се околу 20 до 30 потврдени астероидни семејства, со дополнителни неколку десетици групации. Повеќето астероидни семејства се во главниот појас, иако постојат и други налик семејни групи како што се Паладиното семејство, Унгарското семејство и Фокеиното семејство кои се наоѓаат на помалата полуоска или имаат поголем наклон од главниот појас.

Едно од пронајдените семејства е поврзано со џуџестата планета Хаумеја.^[1] Некои истражувања се обиделе да изнајдат доказ за судирните семејства меѓу тројанците, но до денес не постои потврден доказ.

Се смета дека семејствата се создаваат како резултат на судирите меѓу астероидите. Во многуте или повеќето случаи родното тело е распаднато, но имаме и случаи кога неколку семејства кои своето потекло го должат на удари по површината на родното тело без да се уништи (на пример Веста, Палада, Хигија и Масалија). Овие кратерни семејства вообичаено се состојат од единечно големо тело и бројни астероиди кои се многу мали. Некои семејства (на пример Флориното семејство) имаат сложени внатрешни структури кои не се убедкливо објаснети во моментов, но пшостои можност да произлегуваат од неколку судири во истата област во подолг период.

Поради методот на потеклото, сите членови имаат слични состави како и повеќето семејства. Значајни исклучоци се оние семејства (како што е Вестиното семејство) кое се создало при издвојувањето на родното тело.

За астероидните семејства се смета дека имаат животни векови од милијарди години, во зависност од различни фактори (пример помалите астероиди исчесзнуваат побрзо). Ова е значително покусо од староста на Сончевиот Систем, само неколку се останати од самиот почеток на Сончевиот Систем. Распадот на семејствата се случува поради постојаното споро расејување на орбитите предизвикано од растројувањата од Јупитер и останатите големи тела, и секако поради судирите помеѓу астероидите кои ги сронуваат сè до мали астероиди. Подоцна овие мали астероиди стануваат дел на растројувањата на Јарковскиевиот ефект кои може да ги истурка кон орбитална резонанција со Јупитер. Кога ќе се случи ова, тие мошне брзо се исфрлени од астероидниот појас. За одредени семејства се добиени опипливи вредности за нивната старост, која пак може да изнесува неколку стотина милиони години па до неколку милиони години како што е збиеното Карино семејство. Старите семејства се смета дека содржат неколку мали членови и ова е основата за определување на нивната старост.

Се претпостаљвува дека многу од старите семејства ги имаат изгубено скоро сите мали и средни членови, при што остануваат само неколку од поголемите членови. Пример за ваков вид на остатоци од семејство се парот 9 Метида и 113 Амалтеја. Понатамошните докази за големиот број на семејства во минатото потекнува од анализата на хемиските односи во железните метеори. Тие покажуваат дека во минатото морало да постојат најмалку 50 до 100 издвоени родни тела, кои оттогаш се раскршени и нивните јадра се соголени и се создадени сегашните астероиди (Кели и Гафи 2000).

Кога орбиталните елементи на астероидите од главниот појас се исцртуваат (вообичаено наклонот наспроти орбиталното занесување, или пак наспроти големата полуоска), бројни различни насобирања се забележливи наспроти позадинската распределба на несемејните астероиди т.н. позадински астероиди. Овие насобирања се астероидните семејства. Натрапнички се оние астероиди кои се во семејството засновано на нивните сопствени орбитални елементи, но имаат својства различни од останатите членови на семејството, што наведува на фактот дека тие, спротивно на останатите членови на семејството, не потекнуваат од истото родно тело кое се распаднало при некој дамнешен судир.

Строго гледајќи ги работите, семејствата и нивните членови се препознаени со анализа на сопствените орбитални елементи, наместо со моменталните оскулаторни орбиталните елементи, кои редовно флуктуираат на временски периоди од десетици до илијадници години. Сопствените елементи се поврзани константи на движењето кои остануваат непроменливи во периодот од најмалку десетина милиони години, а во некои случаи и подолго.

Јапонскиот астроном Кијотсугу Хирајама (1874–1943) бил првиот кој ги определувал сопствените елементи на астероидите, и прв ги препознал неколку од истакнатите семејства во 1918 година. Во негова чест, астероидните семејства понекогаш се нарекувани и Хирајамови семејства. Ова особено се однесува на петте истакнати семејства откриени од негова страна.

Денешниоте сметачки претраги имаат препознаено повеќе од стотина семејства.Еден од најкористените алгоритми е хиерархиско зајатување, кои пребарува за групирања со најмали меѓусебни растојанија во просторот на орбиталните елементи, и брановита анализа, со која се добива карта на густината на астероидите во просторот на орбиталните елементи, и пребарува за густински максимуми.

Границите на семејствата се понекогаш бледи и на границите се слеваат со позадинската густина на астероидите во главниот појас. Од оваа причина бројот на членовите меѓу откриените астероиди е вообичаено приближно познат, и припадноста на членовите во близина на рабовите е неопределена.

Дополнително, некои од натрапниците кои се хетерогени позадински астероиди се очекувани во центарот на семејствата. идејќи поголемиот број на членовите на семејството настанале при судирот се очекува да имаат подеднаков состав, повеќето натрапнички астероиди како начело може да се препознаат по спектралните својства кои не се исти како со поголемиот број на членови на семејството. Истакнат пример е 1 Церера, најголемиот астероид, кој е натрапник во семејството порано познато како Церерино семејство, а денес како Гефионово семејство.

Спектралните одлики може исто така да се користат за да се определи членството на астероидите во надворешните области на семејството,на начинот којшто е искористен како на пример во Вестиното семејство, чии членови имаат невообичаен состав.

Како што е претходно спомнато, семејствата кои настанале поради судир кои не го нарушил родното тело, но делумно исфрлило делови се наречени кратерски семејства. Постои и друго именување за да се направи разлика меѓу различните видови на групи кои се помалку различни или постои помала статистичка сигурност од поголемиот број на истакнати „номинални семејства“ (или јата).

Јата, згрутчувања, кланови и племиња

Поимот јато исто така се користи за да се опише мало астероидно семејство, како што е Кариното јато.^[2] Згрутчувања се групирања кои имаат мал број на членови кои се јасно видливи од позадинските астероиди (на пример Јунонското згрутчување). Клановите се групирања кои постепено се претѕопуваат во позадинската густина и/или имаат сложена внатрешна структурашто пак прави истите со потешкотија да се определи дали се сложена групација од неколку преклопувачки групи (на пример Флориното семејство). Племиња се групации за кои постои помала сигурност да се статистички значајни во однос на позадинската густина пред сè поради нината мала густина или големата несигурност во орбиталните параметри на членовите.

•   Ниса: 19.073 (4.8%)
•   Веста: 15.252 (3.8%)
•   Флора: 13.786 (3.5%)
•   Еос: 9.789 (2.5%)
•   Коронида: 5.949 (1.5%)
•   Евномија: 5.670 (1.4%)
•   Хигија: 4.854 (1.2%)
•   Темида: 4.782 (1.2%)
•   Унгарија: 2.965 (0.7%)
•   Сите останати семејства: 21.500 (5.4%)
•   Позадина: 295.000 (74.0%)

Распределба на повеќето истакнати семејства, останати семејства позадински астероиди (се до бројот 398.000)^[3]:23

Помеѓу бројните астероидни семејства, Еосовото, Евномииното, Флориното, Унгарското, Хигииното, Коронидиното, Нисиното, Темидиното и Вестиното семејство се најистакнатите семејства во главниот астероиден појас. За целосен список, Погледајте Астероидно семејство § Белешки.

Еосово семејство (прид. еоски), 221 Еос , 9.789

Евномиино семејство (прид. евномски; FIN: 502) е семејство на S астероиди, именувани според астероидот 15 Евномија. Станува збор за најистакнатото семејство во средиштето на астероидниот појас и 6-то по големина семејство со 5.670 познати членови, или приближно 1,4% од сите астероиди во главниот астероиден појас.^[3]:23

Флорино семејство (прид. флорски) 8 Флора 13.786; Аријадско семејство именувано по 43 Аријадна

Унгарско семејство (прид. Унгарски) 434 Унгарија 2.965

Хигино семејство (прид. Хигиски ) 10 Хигија 4.854

Коронидино семејство (прид. коронидски) 158 Коронида 5.949

Нисино семејство (прид. ниски) 44 Ниса 19.073; Хертиско семејство по 135 Херта

Темидино семејство (прид. темидски) 24 Темида 4.782

Вестино семејство (прид. вестински) 4 Веста 15.252

Во 2015 година, регледот препознал 122 значајни семејства со вкупен број на членови од 100.000 астероиди, засновано на целиот каталог на нумерирани астероиди, кој се состои од скоро 400.000 тела во тој период (Погледајте го каталошкиот индекс за моменталниот број на нумерирани астероиди).^[3]:23 Податоците се достапни преку „Податочниот пребарувач за астероиди“.^[4] Првата колона на оваа табела го содржи семејниот идентификационен број или семеен идинтификационен број (СИБ), што претставува обид за бројчено означување на препознаените семејства, независно од нивното име во моменталната употреба, бидејќи постои можност ова име да се промени со дополнителни откритија, што доведува до употреба на повеќе имиња во литературата и дополнителната збунетост.^[3]:17

Други астероидни семејства според различни извори (кои не се на списокот погоре), при што на списокот се вклучени и неастероидните семејства:

• Сопствени орбитални елементи
• Категорија:Астероидни групи и семејства

{{|30em|refs=^[3]

^[4]

^[5]

^[7]

^[8]

^[9]

^[10]

^[11]

}}

• 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 Архивирано на 5 февруари 2021 г. by Petr Scheirich (with excellent plots).

1. ↑ Michael E. Brown, Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, A collisional family of icy objects in the Kuiper belt, Nature, 446, (March 2007), pp 294-296.
2. ↑ David Nesvorný, Brian L. Enke, William F. Bottke, Daniel D. Durda, Erik Ashaug & Derek C. Richardson Karin cluster formation by asteroid impact, Icarus 183, (2006) pp 296-311.
3. ↑ ^{3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12 3,13 3,14 3,15 3,16 3,17 3,18 3,19 3,20 3,21 3,22} Nesvorný, D.; Broz, M.; Carruba, V. (December 2014). „Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families“ (PDF). Asteroids IV: 297–321. arXiv:1502.01628. Bibcode:2015aste.book..297N. doi:10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch016. Посетено на 23 June 2017.
4. ↑ ^{4,0 4,1} „Small Bodies Data Ferret“. Nesvorny HCM Asteroid Families V3.0. Архивирано од изворникот на 2017-08-02. Посетено на 22 July 2017.
5. ↑ ^{5,0 5,1} Masiero, Joseph R.; Mainzer, A. K.; Bauer, J. M.; Grav, T.; Nugent, C. R.; Stevenson, R. (June 2013). „Asteroid Family Identification Using the Hierarchical Clustering Method and WISE/NEOWISE Physical Properties“ (PDF). The Astrophysical Journal. 770 (1): 22. arXiv:1305.1607. Bibcode:2013ApJ...770....7M. doi:10.1088/0004-637X/770/1/7. Посетено на 25 April 2018.
6. ↑ The Hansa family: A New High-Inclination Asteroid family
7. ↑ ^{7,00 7,01 7,02 7,03 7,04 7,05 7,06 7,07 7,08 7,09 7,10 7,11 7,12 7,13 7,14 7,15 7,16 7,17 7,18 7,19 7,20 7,21 7,22 7,23 7,24 7,25 7,26 7,27 7,28} Milani, Andrea; Cellino, Alberto; Knezevic, Zoran; Novakovic, Bojan; Spoto, Federica; Paolicchi, Paolo (September 2014). „Asteroid families classification: Exploiting very large datasets“ (PDF). Icarus. 239: 46–73. arXiv:1312.7702. Bibcode:2014Icar..239...46M. doi:10.1016/j.icarus.2014.05.039. Посетено на 17 April 2018.
8. ↑ ^{8,00 8,01 8,02 8,03 8,04 8,05 8,06 8,07 8,08 8,09 8,10 8,11 8,12 8,13 8,14 8,15 8,16 8,17 8,18 8,19 8,20 8,21 8,22 8,23 8,24 8,25 8,26 8,27 8,28} Knezevic, Zoran; Milani, Andrea; Cellino, Alberto; Novakovic, Bojan; Spoto, Federica; Paolicchi, Paolo (July 2014). „Automated Classification of Asteroids into Families at Work“. Complex Planetary Systems. 310: 130–133. Bibcode:2014IAUS..310..130K. doi:10.1017/S1743921314008035. Посетено на 17 April 2018.^{[мртва врска]}
9. ↑ ^{9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 9,5 9,6 9,7} V. Zappala (1995). „Asteroid Dynamical Families – EAR-A-5-DDR-FAMILY-V4.1“. NASA Planetary Data System. Архивирано од изворникот на 2013-10-03. Посетено на 7 December 2017.
10. ↑ ^{10,00 10,01 10,02 10,03 10,04 10,05 10,06 10,07 10,08 10,09} Roig, F.; Ribeiro, A. O.; Gil-Hutton, R. (June 2008). „Taxonomy of asteroid families among the Jupiter Trojans: comparison between spectroscopic data and the Sloan Digital Sky Survey colors“ (PDF). Astronomy and Astrophysics. 483 (3): 911–931. arXiv:0712.0046. Bibcode:2008A&A...483..911R. doi:10.1051/0004-6361:20079177. Посетено на 29 June 2018.
11. ↑ ^{11,0 11,1} Milani, Andrea (October 1993). „The Trojan asteroid belt: Proper elements, stability, chaos and families“. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 57: 59–94. Bibcode:1993CeMDA..57...59M. doi:10.1007/BF00692462. ISSN 0923-2958. Посетено на 29 June 2018.