Asteroidfamilj

En asteroidfamilj är en grupp asteroider som har nästan samma banelement (främst halv storaxel, excentricitet och inklination). Asteroidfamiljerna tros vara asteroidspillror som uppstått efter kollisioner mellan större asteroider.

Allmänna egenskaper

Stora familjer omfattar flera hundra asteroider (och många fler mindre objekt som antingen inte har analyserats eller upptäckts än). Små kompakta familjer kan finnas med bara ungefär tio medlemmar. Mellan 33 % och 35 % av asteroiderna i huvudbältet är familjemedlemmar.

Det finns mellan 20 och 30 väldefinierade familjer, med flera tiotal mindre säkra grupperingar. De flesta asteroidfamiljer finns i huvudbältet, även om några familjeliknande grupperingar som Pallas-, Hungaria- och Phocaceagrupperna har en mindre halvaxel eller större inklination än huvudbältet. Några studier har gjorts för att fastställa förekomsten av kollisionsfamiljer hos trojanerna, men för närvarande går det inte att dra den slutsatsen.

Ursprung och utveckling

Asteroidfamiljerna tros vara resultatet av asteroidkollisioner. I de flesta fall har moderasteroiden krossats, men det finns flera familker som uppstått från ett nedslag som inte spräckte huvudkrippen (till exempel Vesta-, Pallas-, Hygiea- och Massaliafamiljerna. Sådana kraterfamiljer består vanligtvis av en enda större kropp och en svärm asteroider som är mycket mindre. Några familjer (till exempel Florafamiljen) har komplexa interna strukturer som inte kan förklaras idag, men som kan bero på flera kollisioner i samma region vid olika tillfällen.

På grund av ursprunget har alla familjemedelemmar närbesläktade sammansättningar. Undantagen är de familjer (som Vestafamiljen) som bildades från en differentierad ursprungskropp.

Asteroidfamiljer tros ha livslänger på storeksordningen en miljard år, beroende på flera faktorer (till exempel försvinner små asteroider ur familjen fortare). Detta är betydligt mindre än solsystemets ålder, därför tros få, om några alls, vara rester från det tidiga solsystemet. Familjer upplöses genom långsamma förändringar av banelementen på grund av störningan från Jupiter eller andra stora kroppar, och genom kollisioner mellan asteroider som smular ner dem till mindre kroppar. Sådana små asteroider blir sedan utsatta för störningar som Jarkovskij-effekten som driver dem till banresonans med Jupiter. När resonansen uppstått stöts de relativt snabbt ut ur asteroidbältet. Uppskattade åldrar har tagits fram för några familjer. Dessa varierar från hundratals miljoner år till mindre än några miljoner år för till exempel den kompakta Karinfamiljen. Gamla familjer tros innehålla få små medlemmar och är grunden för åldersbestämningarna.

Det tros att många väldigt gamla familjer har förlorat alla sina små och medelstora medlemmar, med bara ett fåtal av de större medlemmarna kvar. Ett exempel på en sådan gammal familj är paret 9 Metis och 113 Amalthea. Ytterligare indicier på äldre familjer som du spritts ut kommer från analysen av metallhalterna i järnmeteoriter. Dessa analyser visar att det måste ha funnints åtminstone 50 till 100 huvudkroppar stora nog för att ha varit differentierade, som sedan krossats så att deras kärnor kommit i dagen och producerat själva meteoriterna.(Kelley & Gaffey 2000).

Lista över asteroidfamiljer

Familjens namn	Benämnd efter	banelement			Storlek		Alternativt namn
Familjens namn	Benämnd efter	a (AU)	e	banlutning (°)	ungefärlig andel av asteroider	medlemmar i Zappalà HCM-analys^[A]	Alternativt namn
De mest kända familjerna inom huvudbältet:
Eos	221 Eos	2,99 – 3,03	0,01 – 0,13	8 - 12		480
Eunomia	15 Eunomia	2,53 – 2,72	0,08 – 0,22	11,1 – 15,8	5 %	370
Flora	8 Flora	2,15 – 2,35	0,03 – 0,23	1,5 – 8,0	4–5 %	590	Ariadnefamiljen efter 43 Ariadne
Hygiea	10 Hygiea	3,06 – 3,24	0,09 – 0,19	3,5 – 6,8	1 %	105
Koronis	158 Koronis	2,83 – 2,91	0 – 0,11	0 – 3,5		310
Maria	170 Maria	2,5 – 2,706		12 - 17		80
Nysa	44 Nysa	2,41 – 2,5	0,12 – 0,21	1,5 – 4,3		380	Hertha-familjen efter 135 Hertha
Themis	24 Themis	3,08 – 3,24	0,09 – 0,22	0 - 3		530
Vesta	4 Vesta	2,26 – 2,48	0,03 – 0,16	5,0 – 8,3	6 %	240
Andra viktiga familjer inom huvudbältet^[C]
Adeona	145 Adeona					65
Astrid	1128 Astrid					11
Bower	1639 Bower					13	Endymion-familjen efter 342 Endymion
Brasilia	293 Brasilia					14
Gefion	1272 Gefion	2,74 – 2,82	0,08 – 0,18	7,4 – 10,5	0.8 %	89	1 Ceres och Minerva-familjen efter 93 Minerva
Chloris	410 Chloris					24
Dora	668 Dora					78
Erigone	163 Erigone					47
Hansa	480 Hansa	~2,66	~0,06	~22,0°
Hilda	153 Hilda	3,7 – 4,2	>0,07	<20°	-
Karin	832 Karin					39^[B]
Lydia	110 Lydia					38
Massalia	20 Massalia	2,37 – 2,45	0,12 – 0,21	0,4 – 2,4	0.8 %	47
Meliboea	137 Meliboea					15
Merxia	808 Merxia					28
Misa	569 Misa					26
Naëma	845 Naëma					7
Nemesis	128 Nemesis					29	Concordia-familjen efter 58 Concordia
Rafita	1644 Rafita					22
Veritas	490 Veritas					29	Undina-familjen efter 92 Undina
Theobalda	778 Theobalda	3,16 – 3,19	0,24 – 0,27	14 - 15
TNO- familjer:^[D]
Haumea	136108 Haumea	~43	~0,19	~28

Fotnoter:

[A]: Ett genomsnitt av medlemmar i familjen vid analyser av Zappala med flera (1995). Antalet har avrundats. Analysen omfattade 12487 asteroider. Nu är mer än 300000 kända, vilket innebär att bara var 25:e asteroid varit föremål för analys.^[1]^[2]^[3]
[B]: Reference elsewhere.
[C]: Flertalet familjer har identifierats av Bendjoya och Zappala (2002). Undantag: Karin-familjen.^[4]^[5]
[D]: De transneptuniska objekten klassificeras inte som äkta asteroider, men finns med för fullständighetens skull.

Det finns också gott om grupperingar av asteroider, som är mindre säkra.

Se även

Källor

Engelska Wikipedia

Referenser

M. S. Kelley & M. J. Gaffey 9 Metis and 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair, Icarus Vol. 144, p. 27 (2000).

^ Zappalà & Cellino & Farinella & Knežević. ”Asteroid families I - Identification by hierarchical clustering and reliability assessment”. SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1990AJ....100.2030Z&db_key=AST&high=40daf3f6f915976. Läst 27 augusti 2013.
^ Zappalà & Cellino & Farinella & Milani. ”Asteroid families II - Extension to unnumbered multiopposition asteroids”. SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1994AJ....107..772Z&db_key=AST&high=40daf3f6f913642. Läst 27 augusti 2013.
^ Zappalà m fl (1995). ”Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques”. Icarus 116: sid. 291.
^ Bendjoya & Zappalà (2002). "Asteroid Family Identification", i Asteroids III. University of Arizona Press. ISBN 0-8165-2281-2
^ Bendjoya & Zappalà (2002). "Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families", i Asteroids III. University of Arizona Press. ISBN 0-8165-2281-2

[1] Zappalà & Cellino & Farinella & Knežević. ”Asteroid families I - Identification by hierarchical clustering and reliability assessment”. SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1990AJ....100.2030Z&db_key=AST&high=40daf3f6f915976. Läst 27 augusti 2013.

[2] Zappalà & Cellino & Farinella & Milani. ”Asteroid families II - Extension to unnumbered multiopposition asteroids”. SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1994AJ....107..772Z&db_key=AST&high=40daf3f6f913642. Läst 27 augusti 2013.

[3] Zappalà m fl (1995). ”Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques”. Icarus 116: sid. 291.

[4] Bendjoya & Zappalà (2002). "Asteroid Family Identification", i Asteroids III. University of Arizona Press. ISBN 0-8165-2281-2

[5] Bendjoya & Zappalà (2002). "Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families", i Asteroids III. University of Arizona Press. ISBN 0-8165-2281-2

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]