Perhe pikkuplaneettojen , asteroidi perhe , Hirayama perhe , tai törmäysaktivoitua perhe , on joukko pikkuplaneettoja , joilla on samanlaiset rataelementteihin (kuten osittain pääakselin , epäkeskisyys tai inklinaatio ), ja joka on tarkoitus olla fragmentteja asteroidien aikaisemmat törmäykset.
Nämä perheet löytyvät erityisesti päästeroidivyöstä , mikä selittää, miksi termi asteroidiperhe on yleisin. Perheiden löydöt Jupiterin troijalaisten keskuudessa ja vuonna 2006 Kuiperin vyöhykkeessä johtavat vähitellen yleistämään käsitteen pienempien planeettojen perheeseen.
Tämä perheen käsite on erotettava ryhmän käsitteestä . Molemmissa tapauksissa nämä ovat pien planeettojen sarjoja, joilla on samanlaiset kiertoradan ominaisuudet, mutta ryhmät syntyvät vain dynaamisista ilmiöistä (eikä törmäyksistä) ja niillä on rakenteellisempi rooli pienempien planeettojen järjestelyssä aurinkokunnassa .
Japanilainen tähtitieteilijä Kiyotsugu Hirayama (1874–1943) teorioi ensimmäisenä perheen käsitteen. Hänen vuonna 1918 julkaistu perustusartikkelinsa luultavasti yhteistä alkuperää olevien asteroidiryhmien joukossa tuodaan esiin 790 asteroidin joukossa kolme ensimmäistä perhettä, jotka hän nimeää pienempien jäsentensä mukaan: Coronis (13 tunnistettua jäsentä), Eos (19) ja Themis (22). Hän esittelee termin perhe ja - nimeämättä sitä - käsitteen erityisistä kiertoradan elementeistä, joiden avulla hän voi korostaa kunkin perheen jäsenten yhteistä alkuperää. Myöhemmin hän tunnusti muut perheet, mukaan lukien Flore ja Maria .
Dirk Brouwer jatkoi tätä työtä 1950-luvulla ja tarkensi tilastollisia menetelmiä perheiden tunnistamiseksi. Uusia perheitä tunnistetaan vähitellen, mutta tähtitieteilijöiden välillä on merkittäviä eroja sekä käytettävien kriteerien että säilytettävien perheiden luettelossa. 1980-luvulla tunnistettujen perheiden määrä voi vaihdella kirjoittajien mukaan 15: stä 117: een, ja yksimielisyys koskee vain Hirayaman tunnistamia "klassisia" perheitä.
Perheiden tutkimus teki hyvää työtä 1990- ja 2000-luvuilla viitattujen pienten planeettojen määrän nopean kasvun ja samalla tilastollisen käsittelyn voiman, mutta ennen kaikkea myös yksimielisyys tiukemmista tunnistamismenetelmistä (HCM, WAM, D-kriteeri ...). Vuonna 1995 julkaistussa tutkimuksessa, joka perustuu noin 12 500 asteroidin otokseen, tunnistetaan 26 hyvin karakterisoitua perhettä.
Perheen käsite on yleinen käsite. Pieniä perheitä kutsutaan usein englanninkielisellä termillä cluster (tai cluster ranskaksi) . Termiä pari käytetään äärimmäisessä tapauksessa, kun joukko on pelkistetty vain kahteen yhdessä painavaan esineeseen. Jotkut tähtitieteilijät ovat ehdottaneet muita termejä (klaani, heimo, kimppu ...) kuvaamaan tilanteiden monimuotoisuutta (enemmän tai vähemmän selkeitä perheitä, enemmän tai vähemmän eristettyjä ...), mutta niiden käyttö on edelleen harvinaista.
Useat käyttötavat ovat rinnakkain. Yleisimmin käytetty on ollut nimetä perheitä (samoin kuin ryhmiä) niiden jäsenten nimillä, joilla on pienin määrä. Toinen käyttö on suurimman jäsenen nimen etuoikeus, mikä on yhdenmukaista sen tosiasian kanssa, että isompaa jäsentä pidetään usein "emojäsenenä".
Nämä kaksi käyttötapaa selittävät osittain sen, miksi monet perheet on nimetty eri nimillä ajankohtojen tai kirjoittajien mukaan, koska tutkimusmenetelmät ovat tarkennetut: uuden, suuremman jäsenen löytäminen, uuden jäsenen, jolla on pienempi määrä, sisällyttäminen jäsen, joka alun perin antoi nimensä perheelle, jne.
Tähtitieteilijät David Nesvorný , Miroslav Brož ja Valerio Carruba ehdottivat vuonna 2015 järjestelmää vakaan ja jaetun nimellisarvon kiinnittämiseksi parhaiten karakterisoituihin perheisiin. Tämä järjestelmä perustuu 3-numeroisen numeron jakamiseen, jota kutsutaan perheen tunnistenumeroksi tai FIN. Ensimmäinen numero ilmaisee kyseisen aurinkokunnan vyöhykkeen:
Muut tähtitieteilijät ovat sittemmin omaksuneet tämän järjestelmän.
Perheiden tarkka lukumäärä on luonnostaan mahdotonta. Niiden karakterisointi tilastollisilla menetelmillä tuottaa monia rajatapauksia. Lisäksi uusia perheitä ehdotetaan säännöllisesti, ja niistä keskustellaan ennen niiden hyväksymistä tai kumoamista. Jotkut voivat pysyä hypoteettisina pitkään.
Synteettisiä tutkimuksia julkaistaan säännöllisesti, ja ne tarkentavat vähitellen vakiintuneimpien perheiden luetteloa. Yksi niistä, jonka julkaisivat vuonna 2015 D. Nesvorny, M. Broz ja V. Carruba, listaa 122 perhettä, joihin voimme lisätä Eureka-perheen ja Hauméa-perheen, joita ei ole käsitelty tutkimuksen yhteydessä. Se ehdottaa myös ylimääräistä luetteloa 19 ehdokasperheestä.
Perheiden tulkitaan johtuvan asteroidien törmäyksistä. Tätä tulkintaa ehdotetaan K. Hirayaman perustamistyöstä 1920-luvulla, ja se on vähitellen väitetty. Useimmissa tapauksissa törmäyksen uskotaan johtaneen molempien vanhemman elinten tuhoutumiseen. Joissakin tapauksissa päinvastoin, törmäys tulkitaan kraatteri- iskuiksi . Tämä on esimerkiksi asianlaita perheille Vesta (hypoteesia yhteys Rheasilvia kraatterin päällä (4) Vesta ), Juno , Pallas , ja Hygieia tai on Massalia . Puhumme joskus tässä kraterisointiperheen tapauksessa .
Törmäysperuste selittää, että suurimmassa osassa tapauksia perheenjäsenillä on koostumuksen homogeenisuus (oletetaan spektristen ominaisuuksien kautta ). Tätä näkökohtaa käytetään erityisten kiertoradan elementtien lisäksi perheiden tunnistamisen tarkentamiseen ja mahdollisten tunkeilijoiden tunnistamiseen, jotka eivät kuulu perheeseen. Suurten eriytyneiden elinten kraterisointitapaukset voivat kuitenkin olla poikkeus.
Hyvin pienet perheet, erityisesti eristyksissä olevat, kuten Eureka-perhe Marsin troijalaisten keskuudessa, johtivat muiden skenaarioiden tarkasteluun, esimerkiksi pienen ruumiin peräkkäisten repeämien vuoksi, jotka aiheutuvat YORP-vaikutuksesta . Hypoteesi törmäyksestä on kuitenkin edelleen suosituin.
Törmäyksen aikana muodostuneiden fragmenttien väliset suhteelliset nopeudet pysyvät alhaisina verrattuna kiertoradoillaan olevien asteroidien liikkumisnopeuteen. Tämä selittää, miksi perheiden hajaantuminen kestää useita miljoonia vuosia ja pysyy siten tunnistettavissa kiertoradan elementtien tutkimisen avulla. Pienemmät fragmentit poistetaan yleensä nopeammin ja leviävät siten nopeammin.
Planeettojen (erityisesti Jupiterin päävyön perheiden tapauksessa) painovoima häiritsee fragmenttien kiertoratoja eriytetyllä tavalla ja nopeuttaa leviämistä. Erityisten kiertoradan parametrien laskeminen mahdollistaa tämän ilmiön voittamisen ja siten perheiden tunnistamisen helpommin ja merkityksellisemmällä tavalla, erityisesti vanhimmat.
Muut ei-gravitaatiovaikutukset häiritsevät fragmenttien kiertorataa eriytetyllä tavalla, etenkin auringonvaloon liittyvät Yarkovsky- ja YORP- vaikutukset . Nämä ilmiöt vaikuttavat erityisesti perheen pieniin jäseniin vahvistamalla entisestään heidän jo nopeampaa leviämistä. Tutkimus fragmenttien jakautumisesta niiden koon mukaan on siten mahdollista arvioida perheiden ikä, ts. Törmäyshetki.
Tarkkaan ottaen asteroidin kiinnittyminen tiettyyn perheeseen tapahtuu analysoimalla sen omat orbitaalielementit sen sijaan, että värähtelevät orbitaalielementit , jotka vaihtelevat säännöllisesti useiden kymmenien tuhansien päivien aikaskaalassa. Erityisten kiertoradan elementtien osalta ne ovat liikkeeseen liittyviä vakioita, joiden oletetaan pysyvän melkein vakioina vähintään useita kymmeniä miljoonia vuosia.
Päähihna on perinteisesti jaettu useisiin alaryhmiin, jotka liittyvät erityisesti Kirkwoodin aukkoihin . Useat leikkaukset ovat mahdollisia. Säilytämme seuraavan erittelyn:
Suurin osa tunnetuista perheistä on keskittynyt päävyön vyöhykkeille I, II ja III. Useimpien keskimääräinen kaltevuus on alle 20 °.
Reuna-alueet, paljon vähemmän tiheät asteroidit, keskittävät muutamia perheitä. Näitä alueita käsitellään osiossa Perheet perifeerisissä ryhmissä .
On arvioitu, että neljänneksen ja kolmanneksen päävyön asteroidien tiedetään kuuluvan perheeseen.
Perhe | LOPPU | Viittaava asteroidi | Kaavoitettu | Jäsenten lukumäärä | Spektrityyppi | Arvioitu ikä | Huomautukset |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Vesta | 401 | (4) Vesta | Vyöhyke I | ~ 15300 | V | ||
Kasvisto | 402 | (8) Flora | Vyöhyke I | ~ 13800 | S | ||
Massalia | 404 | (20) Massalia | Vyöhyke I | ~ 6400 | S | ||
Eunomie | 502 | (15) Eunomie | Vyöhyke II | ~ 5700 | S | ||
Maria | 506 | (170) Maria | Vyöhyke II | ~ 2900 | S | ||
Hygienia | 601 | (10) Hygieia | Vyöhyke III | ~ 4900 | C / B | ||
Themis | 602 | (24) Themis | Vyöhyke III | ~ 4800 | VS | ||
Coronis | 605 | (158) Coronis | Vyöhyke III | ~ 5900 | S | ||
Eos | 606 | (221) Eos | Vyöhyke III | ~ 9800 | K |
Artikkeli Luettelo alaikäisten planeettaperheistä antaa yksityiskohtaisen luettelon perheistä.
Perhe | LOPPU | Viittaava asteroidi | Ryhmä | Jäsenten lukumäärä | Spektrityyppi | Arvioitu ikä | Huomautukset |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Päähihnan sisäkehä | |||||||
Eureka | (5261) Eureka | Marsin troijalaiset / L 5 | ~ 7 | AT | ~ 1 Ga | Tunnistettu vuonna 2013. Sisältää 7 8: sta troijalaista, jotka sijaitsevat L 5: ssä (toukokuu 2019). | |
Unkari | 003 | (434) Unkari | Hungaria-ryhmä | ~ 3000 | E | Tunnistettu vuonna 1994. | |
Päähihnan ulkokehä | |||||||
Sylvia | 603 | (87) Sylvia | Cybele-ryhmä | ~ 260 | X | ~ 1,2 tai 4,2 Ga ? | Tunnistettu vuonna 2010. |
Ulla | 903 | (909) Ulla | Cybele-ryhmä | ~ 26 | X | ||
Huberta | (260) Huberta | Cybele-ryhmä | ~ 48 | ~ 1.1 Ga | Tunnistettu vuonna 2015. | ||
Hilda | 001 | (153) Hilda | Hilda-ryhmä | ~ 410 | VS | ||
Schubart | 002 | (1911) Schubart | Hilda-ryhmä | ~ 350 | VS | ||
Eurybate | 005 | (3548) Eurybate | Jupiterin troijalaiset / L 4 | ~ 310 | C / P | ~ 1 - 4 Ga | |
Hector | 004 | (624) Hector | Jupiterin troijalaiset / L 4 | ~ 90 | D | Ensimmäinen tyypin D perhe tunnistettiin. | |
Ennomos | 009 | (4709) Ennomos | Jupiterin troijalaiset / L 5 | ~ 100 | ~ 1-2 Ga | Tunnistettu vuonna 2011. |
Hypoteesin L 5: ssä painavien Marsin troijalaisten joukosta muotoilivat vuonna 2013 samanaikaisesti espanjalaiset tähtitieteilijät C. ja R. de la Fuente Marcos sekä englantilainen tähtitieteilijä Apostolos Christou. Se on perinteisesti nimetty Eureka-perheeksi, sen jäsenen mukaan sekä suurin että pienin määrä (5261) Eureka . Nyt on todettu, että se sisältää 7 kahdeksasta L5: ssä painavasta asteroidista.
Hungaria ryhmä on ryhmä asteroidit alhainen epäkeskisyyden ja keskisuurten kaltevuus (tyypillisesti välillä 15 ja 35 °), joka sijaitsee Mars ja vyön (tyypillisesti 1,8 <a <2,0 au ). Erotamme sen sisällä törmäysperheen, joka on nimetty Hungaria-perheeksi . Tämä perhe sisältää enemmistön ryhmän asteroideista, mutta ne ovat todellakin kahta erillistä ryhmää. Ryhmän ja perheen erottamista ehdotettiin selvästi vasta vuonna 1994.
Kybelen ryhmä sijaitsee ulkokehälle vyön, välillä Kirkwood työpaikat liittyvät 2: 1 ja 5: 3 resonanssia Jupiter, eli alueella 3,27 <a <3, 70 ua . Tällä alueella on löydetty useita törmäysperheitä. Ensimmäinen, joka on selkeästi tunnistettu, on Sylvian perhe vuonna 2010. Kaksi muuta perhettä on nykyään hyvin dokumentoitu: Ulla ja Huberta . Muita perheitä (esimerkiksi asteroidien ympärillä (522) Helga , (643) Scheherazade , (121) Hermione , (1028) Lydina , (3141) Buchar tai (107) Camille ) on ehdotettu, mutta eivät (tai eivät enää)) yhteisymmärrys.
Hilda ryhmä on liittyy suoraan keskiliikeresonanssi ilmiö Jupiter, on 3: 2 resonanssi taso, noin ~ 3,9 AU . Kaksi kollisiovaimentimelle perhettä tunnistettiin tässä ryhmässä: Tällä perheen Hilda ja perheen Schubart .
Perheiden tutkiminen Jupiterin troijalaisissa on osoittautunut vaikeaksi. 1980-luvun lopulla ja sitten 1990- tai 2000-luvulla julkaistuissa tutkimuksissa ehdotettiin ensin asteroidipareja tai pieniä klustereita, sitten suurempia perheitä. Mutta vuonna 2011 julkaistu tutkimus osoitti myöhemmin, että kaikista aiemmin tarkastelluista vain Eurybate-perheen todettiin olevan tilastollisesti vankka. Siksi voimme tänään pitää Eurybates-perhettä ensimmäisenä, joka on selvästi tunnistettu Jupiterin troijalaisten keskuudessa. Siitä lähtien on ehdotettu uusia perheitä, erityisesti perheitä, joissa on mukana pääasiassa vuoden 2000 jälkeen löydettyjä troijalaisia.
Kaksi vuonna 2015 ja 2016 julkaistua yhteenvetotutkimusta, jotka perustuvat 4001 ja 5852 troijalaisen otokseen, tunnistavat 6 perhettä, joista 4 on L 4: ssä ja 2 L 5: ssä . Voimme erityisesti mainita perheiden ja Eurybate (L 4 , noin 310 jäsentä), Ennomos (L 5 , noin 100 jäsentä) ja Hector (L 4 , noin 90 jäsentä).
Hectorin perhe näyttää yhdistävän D-tyypin asteroidit , mikä tekisi siitä ensimmäisen tällaisen törmäysperheen, joka on tunnistettu aurinkokunnassa.
Perhe | LOPPU | Viittaava asteroidi | Ryhmä | Jäsenten lukumäärä | Spektrityyppi | Arvioitu ikä | Huomautukset |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Hauméa | (136108) Hauméa | Kuiper-vyö | ~ 10 | Tunnistettu vuonna 2006. |
Haumea-ryhmä on ensimmäinen perhe tunnistettu vuonna 2006, sisällä Kuiperin vyöhyke . Vuonna 2013 se on ainoa selvästi tunnistettu transneptunilainen perhe. Siinä on noin kymmenen jäsentä, mukaan lukien todennäköisesti kaksi Hauméan pientä kuuta . Vuonna 2008 julkaistussa tutkimuksessa pidetään todennäköisempänä, että tämän perheen alkuperä on järkytys kahden hajallaan olevan, voimakkaasti epäkeskisen kohteen välillä eikä itse Kuiper-vyön kahden kohteen välillä.