Rodina Massalia je skupina silikátových asteroidů třídy S ve vnitřní části hlavního pásu , pohybujících se po drahách s velmi malým sklonem k ekliptice. Asi 0,8 % všech známých asteroidů hlavního pásu je součástí této rodiny.
Tato rodina, stejně jako rodina Vesta , se skládá z asteroidu (20) Massalia a mnoha malých úlomků, které z něj vypadly v důsledku srážky s velkým kosmickým tělesem. Massalia, která má v průměru asi 150 km, je největším a nejmohutnějším zástupcem této čeledi, soustřeďující více než 99 % hmoty celé čeledi. Druhá největší planetka (7760) 1990 RW 3 nepřesahuje průměr 7 km a spolu s dalšími planetkami této skupiny tvoří méně než 1 % hmotnosti celé rodiny.
Jedná se o velmi mladou rodinu, podle vědců vznikla teprve před 150–200 miliony let. Rodina samotná je rozdělena do dvou oblastí ve tvaru laloku s hlavními poloosami rovnými 2,38 AU. e. a 2,43 a. e. , mezi nimiž je asteroid Massalia. Hustota asteroidů v těchto oblastech je přitom obecně menší než v centrální zóně kolem Massalia. Bylo zjištěno, že takové rozložení asteroidů vzniklo v důsledku pomalého driftu hlavních poloos pod vlivem Yarkovského efektu a YORP efektu . Detailní informace o těchto strukturách byly použity pro výpočet věku rodiny [1] .
Část rodiny se pohybuje po oběžných drahách s hlavní poloosou 2,42 AU. tj . je v silné orbitální rezonanci s Marsem 1:2, což upřednostňuje výstup některých asteroidů z oblasti, ve které se nachází většina planetek této rodiny, a jejich přechod na více skloněnou dráhu [1] .
Rodina Massalia, stejně jako rodina Themis , může být zdrojem meziplanetárního prachuv dané oblasti pásu asteroidů v důsledku sekundárních srážek mezi asteroidy v těchto rodinách [1] [2]
Rodina Massalia se pohybuje po rezonančních drahách s Marsem s mírným sklonem k rovině ekliptiky.
Podle statistické analýzy Zappalà byl stanoven přibližný rozsah distribuce orbitálních prvků pro asteroidy této rodiny
| a p | ep _ | i p | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 hod . E. | 0,143 | 1,2° |
| max | 2.45 hod. E. | 0,175 | 1,75° |
Pro moderní astronomickou epochu je rozsah orbitálních prvků pro oskulační dráhy hlavní hmoty planetek uveden v následující tabulce.
| A | E | i | |
|---|---|---|---|
| min | 2,37 hod . E. | 0,124 | 0,4° |
| max | 2.45 hod. E. | 0,211 | 2,35° |
Analýza Zappalà 1995 identifikovala asi 42 hlavních členů rodiny, zatímco v pozdější práci v roce 2005 [3] bylo mezi 96 944 analyzovanými asteroidy identifikováno 761 objektů patřících do této rodiny, což je asi 0,8 % všech známých asteroidů této rodiny. hlavní pásy.
Prostřednictvím spektrální analýzy bylo identifikováno několik asteroidů, které mají stejné orbitální prvky jako asteroidy této rodiny, ale přesto, kvůli nesouladu ve spektrálních charakteristikách, nejsou jejími členy. Příkladem je planetka (2316) Jo-Ann Vidno , která v této rodině „neprošla výběrem“ právě pro své spektrální parametry. Další planetka, (2946) Muchacha , která je větší než všechny planetky čeledi kromě Massalia [1] , do této rodiny rovněž nepatří, ačkoli se pohybuje po podobné dráze.