Rodina asteroidů

Rodina asteroidů  je skupina asteroidů, které sdílejí zhruba stejné orbitální charakteristiky, jako je například polohlavní osa , excentricita a sklon oběžné dráhy . Asteroidy, které tvoří rodinu, jsou obvykle fragmenty větších asteroidů, které se v minulosti srazily a byly zničeny v důsledku této srážky.

Charakteristika

Velké rodiny mohou obsahovat stovky velkých asteroidů a mnohem více malých, z nichž většina pravděpodobně ještě nebyla objevena. Malé rodiny mohou obsahovat jen asi tucet více či méně velkých asteroidů. Téměř třetina asteroidů v hlavním pásu asteroidů (od 33 % do 35 %) patří do různých čeledí.

V současné době bylo objeveno asi 20-30 rodin asteroidů (oficiálně uznaných vědeckou komunitou) a několik desítek menších skupin asteroidů, které nebyly oficiálně uznány. Většina čeledí se nachází v hlavním pásu asteroidů, ale existují i ​​ty, které se nacházejí mimo něj, například čeleď Pallas , čeleď maďarská , čeleď Phocaea , jejichž oběžné dráhy leží mimo pás kvůli příliš velkému (příliš malému ) poloměry nebo výrazný sklon.

Jedna z čeledí byla nalezena i mezi transneptunskými objekty v Kuiperově pásu , je spojována s trpasličí planetou Haumea [1] . Někteří badatelé se domnívají, že trojské asteroidy kdysi vznikly v důsledku zničení většího tělesa, ale jasný důkaz o tom zatím nebyl nalezen.

Původ a evoluce

Rodiny jsou pravděpodobně fragmenty velkých asteroidů, které se srazily a následně se zhroutily. Ve většině případů jsou mateřské asteroidy během srážky zcela zničeny, ale existují i ​​rodiny, ve kterých zůstává mateřská planetka nedotčena. Pokud objekt, který se srazil s asteroidem, nebyl příliš velký, může z asteroidu vyrazit četné malé úlomky, které pak tvoří rodinu, aniž by ji zničily samotnou. To zahrnuje rodiny asteroidů jako (4) Vesta , (10) Hygiea a (20) Massalia . Obsahují velké centrální těleso a mnoho malých asteroidů vyražených z jeho povrchu. Některé rodiny, jako je rodina Flora , mají velmi složitou vnitřní strukturu, která dosud nebyla uspokojivě vysvětlena. Možná je to způsobeno tím, že v různých historických obdobích nedošlo k jednomu, ale k několika velkým střetům.

Vzhledem k tomu, že všechny asteroidy rodiny jsou tvořeny ze stejného mateřského tělesa, mají zpravidla všechny stejné složení. Jedinou výjimkou jsou rodiny vytvořené z velmi velkých asteroidů, kde již došlo k vnitřní diferenciaci. Výrazným představitelem takové čeledi je rod Vesta .

Životnost rodin asteroidů se pohybuje v řádu jedné miliardy let v závislosti na různých faktorech (např. malé planetky opouštějí rodinu rychleji). To je několikrát méně než stáří Sluneční soustavy , takže takových rodin mohlo být dříve mnohem více a existující rodiny asteroidů jsou ve skutečnosti pozůstatky rané sluneční soustavy. Rozpad rodiny asteroidů má dva hlavní důvody: na jedné straně jde o postupné rozptylování drah planetek v důsledku rušivého účinku gravitace Jupitera a na druhé straně vzájemné srážky planetek. a jejich drcení na menší úlomky. Malé asteroidy jsou snadno ovlivněny různými malými poruchami, jako je Yarkovsky efekt , který díky malé hmotnosti asteroidu může v krátkém čase výrazně změnit svou dráhu, v důsledku čehož se asteroid může postupně přesunout do oběžná dráha rezonující s Jupiterem. Jakmile tam jsou, jsou poměrně rychle vymrštěni z pásu asteroidů. Předběžné odhady věku pro různé rodiny se pohybují od několika milionů ( rodina Karina ) do několika miliard let. Jak se vědci domnívají, ve starých rodinách je velmi málo malých asteroidů. Absence malých asteroidů je hlavním kritériem pro určení stáří rodin asteroidů.

Předpokládá se, že nejstarší rodiny ztratily téměř všechny své malé a střední planetky a skládají se pouze z největších planetek. Příkladem pozůstatků takových rodin jsou pravděpodobně asteroidy (9) Metis a (113) Amalthea . Jedním z důkazů velkého rozšíření čeledí v minulosti jsou výsledky chemické analýzy železných meteoritů. Ukazují, že v jednu dobu existovalo nejméně 50 až 100 velkých asteroidů, ve kterých došlo k vnitřní diferenciaci a které, když byly zničeny, sloužily jako zdroj takových meteoritů.

Definované rodiny

Pokud vynesete známé prvky drah asteroidů do diagramu sklonu dráhy vs. excentricita (nebo hlavní poloosa), můžete snadno vidět koncentrace asteroidů v určitých oblastech diagramu. To jsou rodiny.

Přísně vzato jsou rodiny a jejich členové určováni na základě analýzy tzv. vnitřních elementů oběžné dráhy , a nikoli standardních oskulačních elementů, které se vlivem různých rušivých faktorů mění v průběhu několika tisíc let, zatímco intrinsické elementy oběžné dráhy zůstávají konstantní po desítky milionů let.

Japonský astronom K. Hirayama (1874-1943) jako první odhadl správné prvky drah planetek a jako první v roce 1918 identifikoval pět největších rodin, které vznikly v důsledku rozpadu většího asteroidu. Těchto pět rodin je nyní na jeho počest někdy označováno jako rodiny Hirayama .

Dosud použití speciálních počítačových programů pro zpracování výsledků pozorování umožnilo vědcům identifikovat desítky rodin asteroidů. Nejúčinnějšími algoritmy jsou „metoda hierarchického shlukování“ (z anglického  Hierarchical Clustering Method , zkráceně HCM), která hledá asteroidy s malou vzdáleností mezi sebou nebo k hlavnímu asteroidu, a „ metoda vlnkové analýzy “ (z anglického česky  Wavelet Analysis Method , zkráceně WAM), která vykresluje rozložení hustoty asteroidů a nachází koncentrace na tomto diagramu.

Hranice rodin jsou velmi vágní, protože kolem je stále mnoho dalších asteroidů, pak na okrajích postupně splývají s obecným pozadím hlavního pásu. Z tohoto důvodu je počet i relativně dobře prozkoumaných rodin planetek určen pouze přibližně a příslušnost k rodině planetek nacházejících se vedle ní zůstává přesně nejistá.

Navíc některé „náhodné“ asteroidy z obecného okolního prostředí mohou nějakým způsobem skončit v centrálních oblastech rodiny. Protože skuteční členové rodiny by měli mít přibližně stejné chemické složení, je v zásadě docela možné identifikovat takové asteroidy na základě analýzy jejich spektrálních charakteristik, které se nebudou shodovat s hlavní hmotností asteroidů rodiny. Nejvýraznějším příkladem tohoto případu je planetka 1 Ceres , svého času považovaná za hlavního představitele rodiny Gefyonů , která se pak podle ní jmenovala rodina Ceres. Později se ale ukázalo, že Ceres s touto rodinou nemá nic společného.

Spektrální charakteristiky lze také použít k určení příslušnosti asteroidů nacházejících se ve vnějších oblastech rodiny, jak bylo provedeno pro rodinu Vesta , která má velmi složitou strukturu.

Seznam rodin

Viz také

• Asteroid
• Kepleriánské prvky oběžné dráhy

Poznámky

1. ↑ Michael Brown , Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, Kolizní rodina ledových objektů v Kuiperově pásu , Nature, 446 , (březen 2007), s. 294-296
2. ↑ 1 2 Florczac M., Barucci MA, Doressoundiram A., Lazzaro D., Angeli CA, Dotto E. Viditelný spektroskopický průzkum klanu Flora   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Ne. 133 . - str. 233-246 .
3. ↑ Binzel RP, Xu S. Odštěpky asteroidu 4 Vesta: Důkazy pro mateřské těleso čedičových achondritových meteoritů   // Věda . - 1993. - Ne. 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 Složení struktury v pásu asteroidů: Výsledky spektroskopického  průzkumu . — Massachusetts Institute of Technology , 1999. Archivováno z originálu 31. prosince 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 rodina : Viditelný spektroskopický průzkum   // Icarus . — Elsevier , 1999. — Ne. 142 . - str. 445-453 .
6. ↑ Doressoundiram A., Barucci MA, Fulchignoni M. Eos family: A spectroscopic study   // Icarus . — Elsevier , 1998. — Ne. 131 . - str. 15-31 .
7. ↑ V. Tsappala, Bendjoya P., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Manara A., Migliorini F. Uprchlíci z rodiny Eos: První spektroskopické potvrzení  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2000. — No. 145 . - str. 4-11 .
8. ↑ Mothé-Diniz T., Di Martino M., Bendjoya P., Doressoundiram A., Migliorini F. Rotačně rozlišená spektra 10 Hygiea a spektroskopická studie  rodiny Hygiea  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Ne. 152 . - str. 117-126 .
9. ↑ V. Zappala , Cellino A., Di Martino M., Migliorini F., Paolicchi P. Mariina rodina: Fyzická struktura a možné důsledky pro vznik obřích NEA   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Ne. 129 . - str. 1-20 .
10. ↑ Di Martino M., Migliorini F., V. Zappala , Manara A., Barbieri C. Rodina asteroidů Veritas : Pozoruhodné spektrální rozdíly uvnitř primitivního mateřského tělesa   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Ne. 127 . - S. 112-120 .
11. ↑ Migliorini F., Manara A., Di Martino M., Farinella P. The Hoffmeister family: Inferences from Physical Data   // Astron . Astrophys.. - 1996. - No. 310 . - str. 681-685 .
12. ↑ Burbine TH, Gaffey MJ, Bell JF S-asteroidy 387 Aquitania a 980 Anacostia: Možné fragmenty rozpadu mateřského těla nesoucího spinel s afinitami CO3/CV3   // Meteoritika . - 1992. - Ne. 27 . - str. 424-434 .

Literatura

• Benjoya, Philippe; a Vincenzo Zappala; "Identifikace rodiny asteroidů", v Asteroids III , str. 613-618, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• V. Zappala a kol., "Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families", v Asteroids III , str. 619-631, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• A. Cellino a kol. "Spectroscopic Properties of Asteroid Families", in Asteroids III , pp. 633-643, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
• Hirayama, Kiyotsugu; "Skupiny asteroidů pravděpodobně společného původu", Astronomical Journal , Vol. 31, č. 743, str. 185-188 (říjen 1918).
• Nesvorný, David; Bottke Jr., William F.; Dones, Luku; a Levison, Harold F.; „Nedávný rozpad asteroidu v oblasti hlavního pásu“, Nature , Vol. 417, str. 720-722 (červen 2002).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; a Knezević, Zoran; "Rodiny asteroidů I - Identifikace pomocí hierarchického shlukování a hodnocení spolehlivosti", Astronomical Journal , Vol. 100, str. 2030 (prosinec 1990).
• Vincenzo Zappala; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; a Milani, Andrea; "Rodiny asteroidů II - Rozšíření na nečíslované multiopoziční asteroidy", Astronomical Journal , Vol. 107, str. 772-801 (únor 1994)
• V. Zappala a kol. , Rodiny asteroidů: Hledání vzorku 12 487 asteroidů pomocí dvou různých technik shlukování , Icarus, sv. 116, str. 291 (1995.)
• MS Kelley & MJ Gaffey 9 Metis a 113 Amalthea: Genetic Asteroid Pair , Icarus Vol. 144, str. 27 (2000).

Odkazy

• Planetární datový systém – datový soubor rodin asteroidů , podle analýzy Zappalà 1995.
• Nejnovější výpočty vlastních prvků pro číslované planetky na astDys .
• Skupiny asteroidů (a komet) Archivovány 5. února 2021 na Wayback Machine od Petra Scheiricha (s vynikajícími zápletkami).