Una famiglia di pianeti minori , famiglia di asteroidi , famiglia Hirayama , o famiglie collisione , è un insieme di asteroidi che condividono elementi orbitali simili (come il semiasse maggiore , l' eccentricità o inclinazione orbitale ) e che dovrebbero essere frammenti di collisioni passate tra asteroidi.
Queste famiglie si trovano in particolare all'interno della fascia principale degli asteroidi , il che spiega perché il termine famiglia di asteroidi è il più comune. Le scoperte di famiglie tra i Troiani di Giove e, nel 2006, all'interno della fascia di Kuiper portano gradualmente a generalizzare il concetto a quello di famiglia dei pianeti minori.
Questa nozione di famiglia va distinta da quella di gruppo . In entrambi i casi, si tratta di insiemi di pianeti minori che condividono proprietà orbitali simili ma i gruppi derivano solo da fenomeni dinamici (e non da collisioni) e svolgono un ruolo più strutturante nella disposizione dei pianeti minori all'interno del Sistema Solare .
L'astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama (1874-1943) fu il primo a teorizzare la nozione di famiglia. Il suo articolo fondatore Gruppi di asteroidi probabilmente di origine comune , pubblicato nel 1918, evidenzia, tra i 790 asteroidi allora referenziati, tre prime famiglie che nomina dopo i loro membri di numero inferiore: Coronis (13 membri identificati), Eos (19) e Themis (22). Introduce il termine famiglia e - senza nominarlo - la nozione di specifici elementi orbitali che gli permette di evidenziare l'origine comune dei membri di ciascuna famiglia. In seguito ha riconosciuto altre famiglie comprese quelle di Flore e Maria .
Dirk Brouwer ha continuato questo lavoro negli anni '50 e ha perfezionato metodi statistici per l'identificazione delle famiglie. Nuove famiglie vengono gradualmente identificate, ma esistono differenze significative tra gli astronomi, sia sui criteri da utilizzare che sull'elenco delle famiglie da mantenere. Negli anni '80 il numero di famiglie individuate può variare da 15 a 117 secondo gli autori e il consenso riguarda solo le famiglie "classiche" individuate da Hirayama.
Lo studio delle famiglie ha fatto un buon lavoro negli anni '90 e 2000 grazie al rapido aumento del numero di pianeti minori referenziati e, allo stesso tempo, alla potenza di elaborazione statistica, ma anche e soprattutto grazie al progressivo affiorare di un consenso su metodi di identificazione più rigorosi (HCM, WAM, D-criterio ...). Uno studio pubblicato nel 1995 e basato su un campione di circa 12.500 asteroidi identifica 26 famiglie ben caratterizzate.
Il concetto di famiglia è il concetto generico. Le piccole famiglie sono spesso indicate con il termine inglese cluster (o cluster in francese) . Il termine coppia è usato nel caso estremo di un insieme ridotto a due soli oggetti che gravitano congiuntamente. Alcuni astronomi hanno proposto altri termini (clan, tribù, ciuffo ...) per descrivere la diversità delle situazioni (famiglie più o meno chiare, più o meno isolate ...) ma il loro uso rimane poco frequente.
Diversi usi coesistono. L'uso più frequente è stato quello di designare le famiglie (così come i gruppi) con il nome dei loro membri con il numero più basso. Un altro utilizzo è privilegiare il nome del membro più grande, il che è coerente con il fatto che il membro più grande è spesso considerato il "membro genitore".
Questi due usi spiegano in parte perché molte famiglie sono designate con nomi diversi a seconda dei tempi o secondo gli autori, poiché i metodi di studio sono affinati: scoperta di un nuovo membro più grande, inclusione di un nuovo membro con numero inferiore, esclusione del membro che inizialmente ha dato il suo nome alla famiglia, ecc.
Gli astronomi David Nesvorný , Miroslav Brož e Valerio Carruba hanno proposto nel 2015 un sistema per fissare una denominazione stabile e condivisa alle famiglie meglio caratterizzate. Questo sistema si basa sull'assegnazione di un numero di 3 cifre chiamato Family Identifier Number o FIN. Il primo numero indica la zona del Sistema Solare interessata:
Da allora questo sistema è stato ripreso da altri astronomi.
Il conteggio esatto delle famiglie è per natura impossibile. La loro caratterizzazione con metodi statistici genera molti casi limite. Inoltre, nuove famiglie vengono regolarmente proposte e sono oggetto di dibattiti prima della loro accettazione o confutazione. Alcuni possono rimanere ipotetici per molto tempo.
Gli studi di sintesi vengono pubblicati regolarmente e perfezionano gradualmente l'elenco delle famiglie meglio stabilite. Uno di loro, pubblicato nel 2015 da D. Nesvorny, M. Broz e V. Carruba, elenca 122 famiglie a cui si possono aggiungere la famiglia Eureka e la famiglia Hauméa, non trattate nell'ambito dello studio. Propone inoltre un elenco aggiuntivo di 19 famiglie candidate.
Le famiglie vengono interpretate come risultanti da collisioni tra asteroidi. Questa interpretazione è proposta dalle opere fondatrici di K. Hirayama negli anni '20 ed è stata gradualmente affermata. Nella maggior parte dei casi, si ritiene che la collisione abbia provocato la distruzione di entrambi i corpi dei genitori. In alcuni casi, al contrario, la collisione viene interpretata come un impatto di un cratere . È il caso, ad esempio, delle famiglie di Vesta (ipotesi di collegamento con il cratere Rheasilvia su (4) Vesta ), di Giunone , di Pallade , di Igea o di Massalia . A volte parliamo in questo caso di famiglia di craterizzazione .
L'origine collisionale spiega che, nella grande maggioranza dei casi, i membri di una famiglia possiedono un'omogeneità di composizione (assunta attraverso le proprietà spettrali ). Questo aspetto viene utilizzato, oltre agli specifici elementi orbitali, per affinare l'identificazione delle famiglie e per identificare possibili intrusi che non fanno parte di una famiglia. Fanno eccezione i casi di craterizzazione di grandi corpi differenziati .
Famiglie molto piccole, in particolare quelle isolate come la famiglia Eureka all'interno dei Troiani di Marte, hanno portato a considerare altri scenari, ad esempio rotture successive di un piccolo corpo causate dall'effetto YORP . L'ipotesi di una collisione rimane tuttavia il più delle volte preferita.
Durante una collisione, le velocità relative tra i frammenti generati rimangono basse rispetto alla velocità di movimento degli asteroidi nelle loro orbite. Questo spiega perché le famiglie impiegano diversi milioni di anni per disperdersi e quindi rimanere identificabili attraverso lo studio degli elementi orbitali. I frammenti più piccoli vengono solitamente espulsi con maggiore velocità e quindi si disperdono più rapidamente.
L'influenza gravitazionale dei pianeti (in particolare di Giove nel caso delle famiglie della fascia principale) disturba in modo differenziato le orbite dei frammenti e ne accelera la dispersione. Il calcolo dei parametri orbitali specifici consente di superare questo fenomeno e quindi di identificare più facilmente e in modo più rilevante le famiglie, in particolare quelle più vecchie.
Altri effetti non gravitazionali disturbano in modo differenziato le orbite dei frammenti, in particolare gli effetti Yarkovsky e YORP legati alla luce solare. Questi fenomeni colpiscono particolarmente i piccoli componenti della famiglia, rafforzando ulteriormente la loro già più rapida dispersione. Lo studio della distribuzione dei frammenti in base alla loro dimensione permette quindi di stimare l'età delle famiglie, ovvero il momento dell'urto.
A rigor di termini, l'adesione di un asteroide a una data famiglia è fatta dall'analisi dei suoi stessi elementi orbitali, piuttosto che dai suoi elementi orbitali osculanti , questi ultimi che variano regolarmente su scale temporali di diverse decine di migliaia di giorni 'anni. Per quanto riguarda gli elementi orbitali specifici, si tratta di costanti legate al movimento che si suppone rimangano pressoché costanti per periodi di almeno diverse decine di milioni di anni.
La cintura principale è convenzionalmente suddivisa in diversi sottogruppi legati, in particolare, ai Kirkwood Gaps . Sono possibili diversi tagli. Conserviamo qui la seguente ripartizione:
La stragrande maggioranza delle famiglie conosciute è concentrata nelle zone I, II e III della fascia principale. La maggior parte ha una pendenza media inferiore a 20 °.
Le regioni periferiche, molto meno dense di asteroidi, concentrano poche famiglie. Queste regioni sono discusse nella sezione Famiglie all'interno di gruppi periferici .
Si stima che tra un quarto e un terzo degli asteroidi nella cintura principale appartengano a una famiglia.
Famiglia | FINE | Asteroide referente | Suddiviso in zone | Numero di membri | Tipo spettrale | Età stimata | Osservazioni |
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Vesta | 401 | (4) Vesta | Zona I | ~ 15.300 | V | ||
Flora | 402 | (8) Flora | Zona I | ~ 13.800 | S | ||
Massalia | 404 | (20) Massalia | Zona I | ~ 6.400 | S | ||
Eunomie | 502 | (15) Eunomie | Zona II | ~ 5.700 | S | ||
Maria | 506 | (170) Maria | Zona II | ~ 2.900 | S | ||
Hygie | 601 | (10) Igea | Zona III | ~ 4.900 | C / B | ||
Themis | 602 | (24) Themis | Zona III | ~ 4.800 | VS | ||
Coronis | 605 | (158) Coronis | Zona III | ~ 5.900 | S | ||
Eos | 606 | (221) Eos | Zona III | ~ 9.800 | K |
L'articolo Elenco delle famiglie dei pianeti minori fornisce un elenco dettagliato delle famiglie.
Famiglia | FINE | Asteroide referente | Gruppo | Numero di membri | Tipo spettrale | Età stimata | Osservazioni |
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Periferia interna della cintura principale | |||||||
Eureka | (5261) Eureka | Troiani di Marte / L 5 | ~ 7 | A | ~ 1 Ga | Identificato nel 2013. Contiene 7 degli 8 trojan presenti in L 5 (maggio 2019). | |
Hungaria | 003 | (434) Hungaria | Gruppo ungherese | ~ 3.000 | E | Identificato nel 1994. | |
Perimetro esterno della cintura principale | |||||||
Sylvia | 603 | (87) Sylvia | Gruppo Cibele | ~ 260 | X | ~ 1,2 o 4,2 Ga ? | Identificato nel 2010. |
Ulla | 903 | (909) Ulla | Gruppo Cibele | ~ 26 | X | ||
Huberta | (260) Huberta | Gruppo Cibele | ~ 48 | ~ 1,1 Ga | Identificato nel 2015. | ||
Hilda | 001 | (153) Hilda | Gruppo Hilda | ~ 410 | VS | ||
Schubart | 002 | (1911) Schubart | Gruppo Hilda | ~ 350 | VS | ||
Euribate | 005 | (3548) Euribate | I Troiani di Giove / L 4 | ~ 310 | C / P | ~ 1 a 4 Ga | |
Ettore | 004 | (624) Ettore | I Troiani di Giove / L 4 | ~ 90 | D | Prima famiglia di tipo D identificata. | |
Ennomos | 009 | (4709) Ennomos | I Troiani di Giove / L 5 | ~ 100 | ~ 1 a 2 Ga | Identificato nel 2011. |
L'ipotesi di una famiglia tra i Troiani di Marte gravitante in L 5 è stata formulata nel 2013 contemporaneamente dagli astronomi spagnoli C. e R. de la Fuente Marcos e dall'astronomo inglese Apostolos Christou. È chiamato classicamente la famiglia Eureka, dal nome del suo membro sia del numero più alto che di quello più piccolo (5261) Eureka . È stato ora stabilito che include 7 degli 8 asteroidi che gravitano in L5.
Il gruppo Hungaria è un gruppo di asteroidi di bassa eccentricità e media inclinazione (tipicamente tra 15 e 35 °) situati tra Marte e la fascia principale (tipicamente 1.8 <a <2.0 au ). Si distingue al suo interno una famiglia collisionale designata come la famiglia Hungaria . Questa famiglia contiene la maggior parte degli asteroidi nel gruppo, ma in realtà sono due gruppi distinti. La distinzione tra gruppo e famiglia non è stata proposta chiaramente fino al 1994.
Il gruppo Cibele si trova alla periferia esterna della fascia principale, tra i posti vacanti di Kirkwood legati alle risonanze 2: 1 e 5: 3 con Giove, cioè nell'area 3.27 <a <3, 70 ua . Diverse famiglie collisionali sono state scoperte in questa regione. La prima ad essere chiaramente identificata è la famiglia di Sylvia nel 2010. Altre due famiglie sono oggi ben documentate la famiglia Ulla e la famiglia Huberta . Altre famiglie (ad esempio intorno agli asteroidi (522) Helga , (643) Scheherazade , (121) Hermione , (1028) Lydina , (3141) Buchar o (107) Camille ) sono state proposte ma non lo fanno (o non lo fanno) di nuovo) consenso.
Il gruppo Hilda è direttamente correlato a un fenomeno di risonanza orbitale con Giove, al livello di risonanza 3: 2, intorno a ~ 3,9 UA . In questo gruppo sono state identificate due famiglie collisionali: la famiglia di Hilda e la famiglia Schubart .
Studiare le famiglie all'interno dei Troiani di Giove si è rivelato difficile. Gli studi pubblicati alla fine degli anni '80 e poi negli anni '90 o 2000 hanno proposto prima coppie di asteroidi o piccoli ammassi, poi famiglie più grandi. Ma uno studio pubblicato nel 2011 ha successivamente dimostrato che, di tutti quelli finora considerati, solo la famiglia Eurybate è risultata statisticamente robusta. Possiamo quindi oggi considerare la famiglia di Euribate come la prima ad essere stata chiaramente identificata all'interno dei Troiani di Giove. Da allora sono state proposte nuove famiglie, in particolare famiglie che coinvolgono principalmente piccoli Trojan scoperti dopo il 2000.
Due studi di sintesi pubblicati nel 2015 e nel 2016, basati rispettivamente su campioni di 4.016 e 5.852 Trojan, identificano 6 famiglie, di cui 4 in L 4 e 2 in L 5 . Si possono menzionare in particolare le famiglie di Eurybate (in L 4 , circa 310 membri), Ennomos (in L 5 , circa 100 membri) ed Hector (in L 4 , circa 90 membri).
La famiglia di Hector sembra raggruppare insieme asteroidi di tipo D , il che la renderebbe la prima famiglia collisionale di questo tipo identificata nel Sistema Solare.
Famiglia | FINE | Asteroide referente | Gruppo | Numero di membri | Tipo spettrale | Età stimata | Osservazioni |
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Hauméa | (136108) Hauméa | Fascia di Kuiper | ~ 10 | Identificato nel 2006. |
La famiglia Hauméa è la prima famiglia identificata, nel 2006, all'interno della fascia di Kuiper . Nel 2013, rimane l'unica famiglia transnettuniana chiaramente identificata. Ha una decina di membri, tra cui probabilmente le due piccole lune di Hauméa . Uno studio pubblicato nel 2008 ritiene più probabile che l'origine di questa famiglia sia uno shock tra due oggetti sparsi di forte eccentricità piuttosto che tra due oggetti della cintura di Kuiper stessa.