Famiglia di asteroidi

Il grafico confronta l'inclinazione e il semiasse maggiore proprio degli asteroidi dotati di numero; le famiglie asteroidali sono gli evidenti raggruppamenti.

Il grafico confronta l'inclinazione e l'eccentricità propria degli asteroidi dotati di numero. Anche qui si notano raggruppamenti evidenti.

Una famiglia di asteroidi è un raggruppamento arbitrario di asteroidi caratterizzati da parametri orbitali simili (tipicamente il semiasse maggiore, l'eccentricità orbitale o l'inclinazione). I componenti di una stessa famiglia condividono un'origine comune, e potrebbero essere frammenti originatisi da un'antica collisione fra asteroidi. Nel caso di un insieme di asteroidi dotati di parametri orbitali analoghi, ma evidentemente privi di un'origine comune si preferisce parlare di gruppo di asteroidi.

Proprietà caratteristiche

Le famiglie più numerose possono contenere fino a diverse centinaia di asteroidi conosciuti, e potenzialmente migliaia di corpi minori ancora non individuati; le famiglie minori possono non superare la dozzina di componenti. In totale, si stima che fra il 33% e il 35% degli asteroidi della fascia principale del sistema solare faccia parte di una famiglia asteroidale.

Nella fascia principale si individuano da 20 a 30 famiglie facilmente riconoscibili, e diverse decine di raggruppamenti meno certi e condivisi. Vi sono inoltre gruppi asteroidali simili a famiglie situati al di fuori della fascia, come il gruppo di Pallade, il gruppo di Hungaria e il gruppo di Focea, caratterizzati da orbite con semiassi maggiori più bassi o inclinazioni orbitali più elevate degli asteroidi della fascia.

Una famiglia è stata associata all'oggetto transnettuniano Haumea. Alcuni studi, sinora privi di conferma, hanno cercato di individuare famiglie asteroidali fra gli asteroidi troiani dei giganti gassosi del sistema solare.

Formazione, evoluzione, struttura

Si ritiene che le famiglie asteroidali siano il risultato di collisioni fra asteroidi; sebbene nella maggior parte dei casi non sia più presente nessuno dei corpi originari, vi sono alcune famiglie originatesi da impatti che non hanno distrutto l'asteroide principale (è il caso della famiglia Vesta, della famiglia Pallade, della famiglia Igea e della famiglia Massalia). Naturalmente, queste famiglie comprendono generalmente un corpo di grandi dimensioni, fortemente craterizzato, e numerosi asteroidi minori. Infine, alcune famiglie (come la famiglia Flora) presentano strutture più complesse che non sono facilmente giustificabili attraverso le attuali teorie.

A causa dell'origine comune dei componenti di una famiglia, essi presentano la stessa composizione chimica; un'importante eccezione è data da quelle poche famiglie (come la famiglia Vesta) che hanno avuto origine da un planetoide di discrete dimensioni dotato di strati geologici con diversa composizione chimica.

Si ritiene che la vita media di una famiglia asteroidale sia nell'ordine del miliardo di anni; pertanto forse nessuna delle famiglie attualmente osservabili risalgono alla formazione del sistema solare. I processi che possono portare alla disgregazione di una famiglia comprendono la lenta azione di perturbazione gravitazionale da parte di Giove e degli altri pianeti, oppure la possibilità di impatti successivi che riducano le dimensioni medie dei corpi, rendendoli soggetti alle deviazioni orbitali dovute all'effetto Yarkovsky.

Probabilmente le famiglie più antiche hanno ormai perso tutti i corpi di dimensioni ridotte o discrete; è forse il caso degli asteroidi Metide e Amaltea, forse capostipiti di un'antica famiglia.

Classificazione degli asteroidi

Gli asteroidi vengono attribuiti alle diverse famiglie a seconda dei loro parametri orbitali propri, differenti dai parametri orbitali ordinari, che variano periodicamente su scale di tempo di decine di migliaia di anni. L'analisi dei parametri orbitali propri è stata introdotta dall'astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama, che per primo individuò le principali famiglie asteroidali nel 1918. In suo onore, le famiglie di asteroidi sono anche note come famiglie Hirayama; l'espressione è talvolta utilizzata per riferirsi, più specificamente, alle cinque famiglie scoperte dall'astronomo.

Hierarchical clustering method

Hierarchical clustering method è il metodo più usato in astronomia per identificare le famiglie di asteroidi nel sistema solare, basandosi sui parametri orbitali propri degli asteroidi.

Naturalmente la mera somiglianza dei parametri orbitali non è sufficiente a garantire l'appartenenza di un corpo alla famiglia; un esempio eclatante è quello di Cerere, anticamente considerato prototipo di una famiglia omonima, ma oggi semplicemente riconosciuto come un intruso all'interno della famiglia Gefion, con cui condivide i parametri orbitali ma non l'origine.

I confini delle famiglie sono piuttosto vaghi perché ai margini si fondono con la densità di fondo degli asteroidi nella fascia principale. Per questo motivo, il numero di membri, anche tra gli asteroidi scoperti, è solitamente noto solo approssimativamente e l'appartenenza è incerta per gli asteroidi vicini ai margini. Anche le caratteristiche spettrali possono essere utilizzate per determinare l'appartenenza degli asteroidi alle regioni esterne di una famiglia, come è stato fatto ad esempio per la famiglia Vesta, i cui membri hanno una composizione insolita.

Prospetto

Nome della famiglia	Prototipo	Parametri orbitali			Componenti		Altre designazioni
		Semiasse maggiore	Eccentricità orbitale	Inclinazione orbitale	Sul totale degli asteroidi	Secondo Zappalà (analisi HCM[A])
Famiglie principali all'interno della fascia principale
Eos	221 Eos	2,99-3,03 UA	0,01-0,13	8-12°	4-5%	480
Eunomia	15 Eunomia	2,53-2,72 UA	0,08-0,22	11,1-15,8°	4%	370
Flora	8 Flora	2,15-2,35 UA	0,03-0,23	1,5-8,0°	5%	590	Famiglia Ariadne
Igea	10 Hygiea	3,06-3,24 UA	0,09-0,19	3,5-6,8°	2%	105
Coronide	158 Koronis	2,83-2,91 UA	0,00-0,11	0,0-3,5°	4%	310
Maria	170 Maria	2,5-2,706 UA		12-17°		80
Nisa	44 Nysa	2,41-2,50 UA	0,12-0,21	1,5-4,3°	5-6%	380	Famiglia Herta
Temi	24 Themis	3,08-3,24 UA	0,09-0.22	0-3°	2%	530
Vesta	4 Vesta	2,26-2,48 UA	0,03-0,16	5,0-8,3°	5%	240
Altre famiglie rilevanti
Adeona	145 Adeona					65
Astrid	1128 Astrid					11
Bower	1639 Bower					13	Famiglia Endymion
Brasilia	293 Brasilia					14
Clori	410 Chloris					24
Dora	668 Dora					78
Erigone	163 Erigone					47
Gefion	1272 Gefion	2,74-2,82 UA	0,08-0,18	7,4-10,5°	0,8%	89	Famiglia Cerere, Famiglia Minerva
Karin	832 Karin					39
Lydia	110 Lydia					38
Massalia	20 Massalia	2,37-2,45 UA	0,12-0,21	0,4-2,4°	0,8%	47
Melibea	137 Meliboea					15
Merxia	808 Merxia					28
Misa	569 Misa					26
Mitidika	99 Dike
Naëma	845 Naëma					7
Nemesi	128 Nemesis					29	Famiglia Concordia
Rafita	1644 Rafita					22
Thronium	9799 Thronium
Veritas	490 Veritas					29	Famiglia Ondina
Famiglie di oggetti transnettuniani
Haumea	Haumea	~43	~0,19	~28

• [A]: Le analisi HCM e WAM di Zappalà et al. risalgono al 1995, e consideravano circa 12 487 asteroidi; oggigiorno si conoscono oltre 300 000 asteroidi. Il numero indicato è quindi abbondantemente inferiore al valore effettivo.

Gruppi e famiglie minori sono categorizzati in Categoria:Gruppi e famiglie di asteroidi.

Bibliografia

• (EN) Philippe Bendjoya e Vincenzo Zappalà, Asteroid Family Identification, in Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002, pp. 613-618, Bibcode:2002aste.book..613B, ISBN 0-8165-2281-2.
• (EN) V. Zappalà, A. Cellino, A. dell'Oro e P. Paolicchi, Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families, in Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002, pp. 619-631, Bibcode:2002aste.book..619Z, ISBN 0-8165-2281-2.
• (EN) A. Cellino, S. J. Bus, A. Doressoundiram e D. Lazzaro, Spectroscopic Properties of Asteroid Families, in Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002, pp. 633-643, Bibcode:2002aste.book..633C, ISBN 0-8165-2281-2.
• (EN) Kiyotsugu Hirayama, Groups of asteroids probably of common origin, in Astronomical Journal, vol. 31, n. 743, ottobre 1918, pp. 185-188, Bibcode:1918AJ.....31..185H, DOI:10.1086/104299.
• (EN) David Nesvorný, William F. Bottke Jr., Luke Dones e Harold F. Levison, The recent breakup of an asteroid in the main-belt region (PDF), in Nature, vol. 417, giugno 2002, pp. 720-722, DOI:10.1038/nature00789.
• (EN) Vincenzo Zappalà, Alberto Cellino, Paolo Farinella e Zoran Knežević, Asteroid families I - Identification by hierarchical clustering and reliability assessment, in Astronomical Journal, vol. 100, n. 6, dicembre 1990, pp. 2030-2046, Bibcode:1990AJ....100.2030Z, DOI:10.1086/115658.
• (EN) Vincenzo Zappalà, Alberto Cellino, Paolo Farinella e Andrea Milani, Asteroid families II - Extension to unnumbered multiopposition asteroids, in Astronomical Journal, vol. 107, febbraio 1994, pp. 772-801, Bibcode:1994AJ....107..772Z, DOI:10.1086/116897.
• (EN) V. Zappalà, Ph. Bendjoya, A. Cellino, P. Farinella e C. Froeschlé, Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques, in Icarus, vol. 116, n. 2, agosto 1995, pp. 291-314, DOI:10.1006/icar.1995.1127.
• (EN) M. S. Kelley e M. J. Gaffey, 9 Metis and 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair, in Icarus, vol. 144, n. 1, marzo 2000, pp. 27-38, DOI:10.1006/icar.1999.6266.
• (EN) David Nesvorný, William F. Bottke, David Vokrouhlický, Alessandro Morbidelli e Robert Jedicke, Asteroid families, in Proceedings of the International Astronomical Union, Symposium S229: Asteroids, Comets, Meteors, vol. 1, agosto 2005, pp. 289-299, Bibcode:2006IAUS..229..289N, DOI:10.1017/S1743921305006800.

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Collegamenti esterni

• (EN) Planetary Data System - database di famiglie asteroidali, secondo l'analisi di Zappalà del 1995.
• (EN) Parametri orbitali propri degli asteroidi numerati (aggiornato). URL consultato il 24 settembre 2017 (archiviato dall'url originale il 20 febbraio 2006)..
• (EN) Gruppi di comete e asteroidi (archiviato dall'url originale il 5 febbraio 2021), a cura di Petr Schreich.
• (EN) What Are Minor Planets ?, su thrushobservatory.org (archiviato dall'url originale il 21 agosto 2008)..