Familie kleinerer Planeten – Wikipedia
A Familie von kleinen Planeten Anwesend Asteroidenfamilie Anwesend Famille de Hirayama , oder Kollisionsfamilie , ist eine Reihe kleinerer Planeten, die ähnliche Orbitalelemente (wie die Halbachse, Exzentrizität oder Orbitalneigung) teilen und die zwischen Asteroiden vergangenen Kollisionsfragmente sein sollen.
Diese Familien treffen sich insbesondere im Hauptsterngürtel, was erklärt, warum der Begriff der Asteroiden der Asteroiden am häufigsten ist. Familienfindungen unter dem Trojiter Jupiter und 2006 führten im Kuiper -Gürtel allmählich dazu, das Konzept auf die Familie von Nebenplaneten zu verallgemeinern.
Dieser Begriff der Familie soll von dem der Gruppe unterschieden werden. In den beiden Fällen sind dies Sätze kleinerer Planeten, die benachbarte Orbitaleigenschaften teilen, aber die Gruppen entstehen nur aus dynamischen Phänomenen (und nicht aus Kollisionen) und spielen eine strukturiertere Rolle bei der Anordnung von Nebenplaneten innerhalb des Sonnensystems.
Der japanische Astronom Kiyotsugu Hirayama (1874–1943) ist der erste, der das Konzept der Familie theoretisiert. Sein Gründungsartikel Gruppen von Asteroiden wahrscheinlich von gemeinsamer Herkunft , veröffentlicht 1918, hob die 790 Asteroiden, die damals verwiesen wurden, drei erste Familien, die er nach ihren Mitgliedern kleinerer Zahl nannte: Coronis (13 identifizierte Mitglieder), éos (19) und Thémis (22) [ Erste ] . Es führt den Begriff Familie ein und – ohne ihn zu ernennen – das Konzept sauberer Orbitalelemente, das es ihm ermöglicht, den gemeinsamen Ursprung der Mitglieder jeder Familie hervorzuheben [ Erste ] . Später erkannte er andere Familien, darunter die von Flore und Maria [ 2 ] .
Dirk Brouwer setzte diese Arbeit in den 1950er Jahren fort und verfeinert die statistischen Methoden der Familienidentifikation [ 2 ] . Neue Familien werden allmählich identifiziert, aber es gibt signifikante Unterschiede zwischen den Astronomen, sowohl in Bezug auf die zu verwendenden Kriterien als auch auf der Liste der Familien, an die sich erinnert. In den 1980er Jahren kann die Anzahl der identifizierten Familien je nach Autoren und Konsens von 15 von Hirayama identifizierten “klassischen” Familien von 15 bis 117 variieren. [ 2 ] .
Die Studie über Familien führte in den 1990er und 2000er Jahren dank der raschen Zunahme der Anzahl der verwiesenen Planeten und gleichzeitig die Macht der statistischen Behandlung, aber auch dank des fortschreitenden Erscheinens eines Konsens über mehr Strenge Identifikationsmethoden (HCM, WAM, D-Kriterium …) [ 2 ] . Eine 1995 veröffentlichte Studie und basierend auf einer Stichprobe von ungefähr 12.500 Asteroiden identifiziert 26 Familien gut charakterisiert [ 2 ] .
Terminologie [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Das Konzept der Familie ist der generische Begriff. Kleine Familien werden oft vom englischen Begriff von Cluster bezeichnet (oder Cluster in Französisch) [Ref. notwendig] . Das Begriff Paar wird im extremen Fall eines Satzes verwendet, der auf nur zwei Objekte reduziert wird, die gemeinsam interessiert sind. Einige Astronomen haben andere Begriffe vorgeschlagen (Clan, Stamm, Stamm, Büschel [Was ?] …) die Vielfalt der Situationen beschreiben (mehr oder weniger klare Familien, mehr oder weniger isoliert …), aber ihre Verwendung bleibt ungewöhnlich.
Konfession [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Einige verwenden koexist. Die häufigste Verwendung bestand darin, Familien (sowie Gruppen) mit den Namen ihrer Mitglieder der kleinsten Zahl zu benennen. Eine weitere Verwendung besteht darin, den Namen des größten Mitglieds zu bevorzugen, was mit der Tatsache zusammen ist, dass das größte Mitglied oft als “Elternmitglied” angesehen wird.
Diese beiden Verwendungen erklären teilweise, warum viele Familien je nach den Epochen oder nach Angaben der Autoren mit unterschiedlichen Namen bezeichnet werden wer gab der Familie anfangs seinen Namen, usw.
Die Astronomen David Nesvorný, Miroslav Brož und Valerio Carruba schlugen 2015 ein System vor, ein stabiles und geteiltes Namen an die am besten charakterisierten Familien zu reparieren. Dieses System basiert auf der Zuordnung einer 3 -da -Nummer genannt Familienkennennummer oder gut. Die erste Zahl zeigt den Bereich des betreffenden Sonnensystems an:
- 0: Hungaria -Gruppen, Hilda oder Trojitergruppe von Jupiter
- 4 und 7: Innerer Teil des Hauptgürtels (2,0 17,5 °
- 5 und 8: zentraler Teil des Hauptgürtels (2,5 17,5 °
- 6 und 9: äußerer Teil des Hauptgürtels (einschließlich Cybèle -Gruppe) (2,82 17,5 °
Dieses System wurde seitdem von anderen Astronomen aufgenommen.
Anzahl der Familien [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Die genaue Anzahl von Familien ist von Natur aus unmöglich. Ihre Charakterisierung durch statistische Methoden erzeugt viele Grenzen. Darüber hinaus werden regelmäßig neue Familien vorgeschlagen und diskutieren vor ihrer Akzeptanz oder Widerlegung debattiert. Einige können lange Zeit für den Status der Hypothese bleiben.
Zusammenfassende Studien werden regelmäßig veröffentlicht und ermöglichen es Ihnen, die Liste der am besten etablierten Familien nach und nach zu verfeinern. Einer von ihnen, veröffentlicht 2015 von D. Nesvorny, M. Broz und V. Coupa [ 3 ] , listet 122 Familien auf, zu denen die Familie von Eureka und der Haumea -Familie hinzugefügt werden kann, und im Rahmen der Studie unbehandelt. Es bietet auch eine zusätzliche Liste von 19 Kandidatenfamilien.
Ursprung der Familien [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Familien werden als aus Kollisionen zwischen Asteroiden ausgelöst. Diese Interpretation stammt aus der Gründungsarbeit von K. Hirayama in den 1920er Jahren und behauptete sich allmählich. In den meisten Fällen soll die Kollision zur Zerstörung der beiden Elternteile geführt haben. In einigen Fällen wird die Kollision im Gegenteil als Auswirkungen der Kraterierung interpretiert. Dies ist zum Beispiel der Fall für die Familien von Vesta (Hypothese eines Zusammenhangs mit dem Rheasilvia -Krater auf (4) Vesta [ 3 ] ) von juno [ 3 ] , aus Pallas, Hygie oder Massalia. Wir sprechen manchmal in diesem Fall einer Familie von Cerassure ( Familly krater auf Englisch).
Der Kollisionsursprung erklärt, dass Familienmitglieder in den meisten Fällen eine Homogenität der Zusammensetzung (durch spektrale Eigenschaften) haben. Dieser Aspekt wird neben sauberen Orbitalelementen verwendet, um die Identifizierung von Familien zu verfeinern und Eindringlinge zu identifizieren, die nicht Teil einer Familie sind. Fälle von großen differenzierten Körpern können jedoch eine Ausnahme sein.
Die sehr kleinen Familien, insbesondere diejenigen, die wie die Familie von Eureka innerhalb der Trojaner des Mars isoliert wurden, haben andere Szenarien in Betracht geführt, beispielsweise aufeinanderfolgende Brüche eines kleinen Körpers, der durch den YORP -Effekt verursacht wurde. Die Hypothese einer Kollision ist jedoch am häufigsten privilegiert.
Dynamik und Familienentwicklung [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Während einer Kollision bleiben die relativen Geschwindigkeiten zwischen den erzeugten Fragmenten im Vergleich zur Bewegungsgeschwindigkeit von Asteroiden auf ihren Umlaufbahnen niedrig. Dies erklärt, warum sich Familien mehrere Millionen Jahre dauern, um sich zu zerstreuen und so durch die Untersuchung von Orbitalelementen identifizierbar zu sein. Die kleinen Fragmente werden im Allgemeinen mit größerer Geschwindigkeit ausgeworfen und verteilt sich daher schneller.
Der Gravitationseinfluss der Planeten (insbesondere Jupiter im Fall von Familien des Hauptgürtels) stört die Umlaufbahnen der Fragmente differenziert und beschleunigt die Dispersion. Die Berechnung sauberer Orbitalparameter ermöglicht es, dieses Phänomen zu überwinden und damit Familien leichter und relevanter zu identifizieren, insbesondere das älteste.
Andere nicht gravitative Effekte stören die Fragmente in differenzierter Weise, insbesondere die mit Sonnenlicht verbundenen Yarkovsky- und YORP -Effekte. Diese Phänomene betreffen insbesondere kleine Familienmitglieder und stärken ihre bereits schnellere Dispersion. Die Untersuchung der Verteilung von Fragmenten nach ihrer Größe ermöglicht es daher, das Alter der Familien abzuschätzen, dh den Moment der Kollision.
Saubere Orbitalelemente [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Strengstens erfolgt die Adhäsion eines Asteroiden an eine bestimmte Familie durch die Analyse seiner eigenen Orbitalelemente und nicht durch ihre osculierten Orbitalelemente, wobei letztere regelmäßig in Zeitskalen von mehreren Zehntausenden von Jahren variieren. Die eigenen Orbitalelemente sind Konstanten, die mit der Bewegung verbunden sind, die über einen Zeitraum von mindestens mehreren zehn Millionen Jahren fast konstant bleiben sollen.
Familien im Hauptsterngürtel [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Layout von Familien innerhalb des Hauptgürtels [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Der Hauptgürtel ist klassisch in mehrere untergeordnete Untergruppen unterteilt, insbesondere in die Lücken von Kirkwood. Mehrere Abteilungen sind möglich. Hier behalten wir das folgende Schneiden bei:
Die überwiegende Mehrheit der bekannten Familien konzentriert sich auf die Gebiete I, II und III des Hauptgürtels. Die meisten haben eine durchschnittliche Neigung von weniger als 20 °.
Die peripheren Regionen, die in Asteroiden viel weniger dicht sind, konzentrieren nur wenige Familien. Diese Regionen werden im Abschnitt Familien innerhalb der peripheren Gruppen verarbeitet.
Bedeutung von Familien in der Beschreibung des Hauptgürtels [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Abhängig von den Schätzungen werden zwischen einem Viertel und einem Drittel der Asteroiden im Hauptgürtel als Familie bezeichnet.
Hauptfamilien [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Familienliste [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Die Artikelliste von Familien von Nebenplaneten enthält eine detaillierte Liste von Familien.
Familien in peripheren Gruppen des Hauptgürtels [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Zusammenfassungstabelle der Hauptfamilien [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Mars Trojaner [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Die Hypothese einer Familie unter den Trojanern des Mars, die sich in der Schwere treibt 5 wird 2013 und diese Parallele durch spanische Astronomen C. und R. de la Fuente Marcos formuliert [ 11 ] et par l’Astronom Anglais Apostolos Christou [ 6 ] . Sie wird herkömmlicherweise als Famille d’Erêka bezeichnet, so ihr Mitglied sowohl die größte als auch die kleinste Zahl (5261) Eurêka . Es ist nun festgestellt, dass es 7 der 8 Asteroiden zusammenbringt, die sich in L5 interessieren [ Zwölftel ] Anwesend [ 5 ] .
Hungaria -Gruppe [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Die Hungaria -Gruppe ist eine Gruppe von Asteroiden mit geringer Exzentrizität und durchschnittlicher Neigung (typischerweise zwischen 15 und 35 °) zwischen März und dem Hauptgürtel (typischerweise 1,8 Tun ). Es gibt eine Kollisionsfamilie, die als hungarische Familie ausgewiesen ist. Diese Familie enthält einen Großteil der Asteroiden der Gruppe, aber dies sind zwei unterschiedliche Sets [ 7 ] . Die Unterscheidung zwischen der Gruppe und der Familie wurde bis 1994 eindeutig vorgeschlagen [ 7 ] .
Cybele -Gruppe [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Die Cybèle -Gruppe befindet sich an der äußeren Peripherie des Hauptgürtels zwischen den Kirkwood -Lücken, die mit Resonanzen 2: 1 und 5: 3 mit Jupiter verbunden sind, dh in der Region 3,27 . In dieser Region wurden mehrere Kollisionsfamilien entdeckt. Das erste, das klar identifiziert wurde, ist Sylvias Familie 2010 [ 8 ] . Zwei weitere Familien sind heute gut dokumentiert, Ullas Familie und Huberta Familie [ 8 ] . Andere Familien (zum Beispiel in der Nähe von Asteroiden (522) Helga Anwesend (643) Schehérazade Anwesend (121) Hermine Anwesend (1028) Link Anwesend (3141) Buchar oder (107) Camille ) wurden vorgeschlagen, aber nicht (oder noch nicht) Konsens [ 8 ] .
Hilda -Gruppe [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Die Hilda -Gruppe ist direkt mit einem Phänomen der Orbitalresonanz mit Jupiter auf der Ebene der Resonanz 3: 2 verbunden A ~ 3,9 ist . In dieser Gruppe wurden zwei Kollisionsfamilien identifiziert: Hildas Familie und Schuls Families Familie [ 3 ] .
Jupiter Trojaner [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Das Studium der Familien innerhalb des Trojiter von Jupiter erwies sich als schwierig. Studien, die Ende der 1980er Jahre und dann in den 1990er oder 2000er Jahren als erstes vorgeschlagene Paare von Asteroiden oder kleinen Cluster veröffentlicht wurden [ 13 ] dann wichtigere Familien [ 14 ] . Eine 2011 im Jahr 2011 veröffentlichte Studie zeigte jedoch, dass unter all den zuvor vorgesehenen [ 15 ] Nur die Familie von Eurybate erwies sich als statistisch robust [ zehn ] . Wir können daher heute die Familie Eurybate als erste in Betracht ziehen, die im Trojiter des Jupiter eindeutig identifiziert wurde. Seitdem wurden neue Familien vorgeschlagen, insbesondere Familien, an denen hauptsächlich kleine Trojaner nach 2000 entdeckt wurden.
Zwei zusammenfassende Studien, die 2015 veröffentlicht wurden [ 3 ] und 2016 [ 9 ] basierend auf Proben von 4016 und 5852 Trojanern listet 6 Familien auf, darunter 4 in L. 4 und 2 in l 5 . Wir können insbesondere die Familien von Eurybate (in l) zitieren 4 , rund 310 Mitglieder), von dennamen (in l 5 , Environ 100 Mitglieder) ET von Hector (in l 4 , ungefähr 90 Mitglieder).
Die Hector -Familie scheint wie Typ -D -Asteroiden zu gruppieren, was sie zur ersten Kollisionsfamilie dieses Typs im Sonnensystem machen würde [ 9 ] .
Die Familie Haumea ist die erste Familie, die 2006 im Kuipergürtel identifiziert wurde [ 16 ] Anwesend [ 17 ] . Im Jahr 2013 bleibt es die einzige eindeutig identifizierte Transneptunian -Familie. Es hat zweifellos ein Dutzend Mitglieder, die beiden kleinen Monde von Haumea. Eine 2008 veröffentlichte Studie ist es wahrscheinlicher, dass der Ursprung dieser Familie ein Schock zwischen zwei verstreuten Objekten mit starker Exzentrizität ist und nicht zwischen zwei Objekten des Kuiper -Gürtels selbst [ 18 ] .
Anmerkungen [ Modifikator | Modifikator und Code ]
Verweise [ Modifikator | Modifikator und Code ]
- (In) Kiyotsugu Hirayama, ” Gruppen von Asteroiden wahrscheinlich von gemeinsamer Herkunft » Anwesend Das astronomische Journal Anwesend vol. Dreißig zuerst, N Ö 743, Anwesend P. 185-188 ( Online lesen ) .
- (In) P. Gesegnete et V. Zapalà, «Identifizierung der Asteroidenfamilie» , In Asteroiden III , Universität von Arizona Press, , 613-618 P. ( Online lesen ) .
- (In) David Nesvorny, Miroslav Brož et Valerio Carruba, ” Identifizierung und dynamische Eigenschaften von Asteroidenfamilien » Anwesend Arxiv Anwesend N Ö 1502.01628v1, ( Online lesen ) .
- (In) G. Borisov, A. Christou et al. Anwesend ” Die von Olivin dominierte Zusammensetzung der Eureka-Familie von Mars Trojaner Asteroiden » Anwesend Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society Anwesend vol. 466, N Ö 1,, Anwesend P. 489-495 (Doi 10.1093/mnras/stw3075 , Arxiv 1701.07725 Anwesend Online lesen ) .
- (In) Matija Cuk, Apostolos A. Christou et Douglas P. Hamilton, ” Yarkovsky-gesteuerte Ausbreitung der Eureka-Familie der Mars Trojaner » Anwesend Icarus Anwesend vol. 252, Anwesend P. 339-346 (Doi 10.1016/j.icarus.2015.02.009 , Arxiv 1412.1776 Anwesend Online lesen )
- (In) Apostolos A. Christou, ” Orbital -Clustering von Mars -Trojanern: Eine Asteroidenfamilie im inneren Sonnensystem? » Anwesend Icarus Anwesend vol. 224, N Ö 1,, Anwesend P. 144-153 (Doi 10.1016/j.icarus.2013.02.013 Anwesend fortsetzen )
- (In) Andréa Milani, Zoran Knezevic, Bojan Novakovic et al. Alberto Cellino, ” Dynamik der Hungaria -Asteroiden » Anwesend Icarus Anwesend vol. 207, Anwesend P. 769-794 (Doi 10.1016/j.icarus.2009.12.022 , Bibcode 2010icar..207..769m Anwesend Online lesen ) .
- V. Caruba, D. Nesvorný, S. Aljbaae et M.E. Huaman « Dynamische Entwicklung der Cybelele -Asteroiden », Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society Anwesend vol. 451, N Ö 1,, Anwesend P. 244-256 (Doi 10.1093/mnras/stv997 , Bibcode 2015mnras.451..244c , Arxiv 1505.03745 Anwesend Online lesen ) .
- (In) J. Rozehnal, M. Broz, D. Nesvorny, D.D. Durda et K. Walsh, ” Hektor-eine außergewöhnliche Familie D-Typ unter jovischen Trojanern » Anwesend Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society Anwesend vol. 462, N Ö 3, Anwesend P. 2319–2332 (Doi 10.1093/mnras/stw1719 , Arxiv 1607.04677 Anwesend Online lesen ) .
- (In) M. Brož et J. Rozehnal, ” Eurybates – die einzige Asteroidenfamilie unter Trojanern? » Anwesend Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society Anwesend vol. 414, N Ö 1,, Anwesend P. 565–574 (Doi 10.1111/j.1365-2966.2011.18420.x , Arxiv 1109.1109 Anwesend Online lesen ) .
- (In) C. de la Fuente Marcos et R. de la Fuente Marcos, ” Drei neue stabile l 5 Mars Trojaner » Anwesend Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society Anwesend vol. 432, N Ö 1,, , L31-L35 (Doi 10.1093/mnrasl/SLT028 , Bibcode 2013Mnras.432L..31d , Arxiv 1303.0124 Anwesend Online lesen ) .
- (In) Apostolos A. Christou et al. Anwesend ” Neue Mars -Trojaner und ein Update über den Eureka -Cluster » Anwesend Konferenz Abstract: Asteroiden, Kometen, Meteore , Helsinki, ( fortsetzen )
- (In) David C. Jewitt, Scott Sheppard It Carelyn Porco, «Jupiters äußere Satelliten und Trojaner» , Dans F. Bagenal, T.E. Dowling, W.B. McKinnon, Jupiter: Der Planet, Satelliten und Magnetosphäre , Cambridge University Press ( Online lesen ) .
- (In) F. Roig, A.O. Ribeiro et R. Gil-Hutton, ” Taxonomie der Asteroidenfamilien unter den Jupiter -Trojaner: Vergleich zwischen spektroskopischen Daten und den Sloan Digital Sky Survey Colors » Anwesend Astronomie und Astrophysik Anwesend vol. 483, N Ö 3, Anwesend P. 911-931 (Doi 10.1051/0004-6361: 20079177 , Arxiv 0712.0046 Anwesend Online lesen )
- Wir können zum Beispiel die Familien von Ménélas, Télamon, Mélanthée, Podarque, Espeoos, Laërte, Teuccer, ansonsten, Panthoos, Polydore, Serlepe, Agelaos, Aeneas, D’Anée, Pheréclos … alle seitdem verlassen.
- (In) Kristina Barkume, M.E. Brown E.L. Schaller, ” Entdeckung einer Kollisionsfamilie im Kuiper -Gürtel » Anwesend Bulletin der American Astronomical Society Anwesend vol. Vol. 38, ( fortsetzen ) .
- (In) Michael E. Brown, Kristina M. Markume, Darin Ragozzine und Emily L. Schaller, ” Eine Kollisionsfamilie eisiger Gegenstände im Kuiper -Gürtel » Anwesend Natur Anwesend vol. 446, N Ö 7133, ( fortsetzen ) .
- (In) Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, David Vokrouhlicky et William Bottke, ” Auf einem verstreuten Ursprung für die Kollisionsfamilie von 2003 EL61 – Ein Beispiel für die Bedeutung von Kollisionen für die Dynamik kleiner Körper » Anwesend Arxiv Anwesend N Ö 0809.0553v1, ( Online lesen ) .
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