Rodina planetek , planetky rodinných , Hirayama rodinných , nebo kolizní rodinných , je sada planetek , které sdílejí podobné okružní elementy (jako je například hlavní poloosy , na výstřednosti nebo orbitální sklonu ), a které mají být fragmenty minulé kolize mezi asteroidy.
Tyto rodiny se nacházejí zejména v hlavním pásu asteroidů , což vysvětluje, proč je termín rodina asteroidů nejběžnější. Objevy rodin mezi trojskými koni Jupitera a v roce 2006 v Kuiperově pásu postupně vedly ke zobecnění konceptu na rodinu malých planet.
Tuto představu o rodině je třeba odlišit od pojmu skupina . V obou případech se jedná o sady planetek sdílejících podobné orbitální vlastnosti, ale skupiny vznikají pouze z dynamických jevů (a nikoli z kolizí) a hrají strukturnější roli v uspořádání planetek ve sluneční soustavě .
Japonský astronom Kiyotsugu Hirayama (1874–1943) jako první zformuloval pojem rodiny. Jeho zakládající článek Skupiny asteroidů pravděpodobně společného původu , publikovaný v roce 1918, zdůrazňuje, ze 790 asteroidů, na které se tehdy odkazovalo, tři první rodiny, které pojmenuje po menších členech: Coronis (13 identifikovaných členů), Eos (19) a Themis (22). Zavádí pojem rodina a - aniž by jej pojmenovával - pojem specifických orbitálních prvků, který mu umožňuje zdůraznit společný původ členů každé rodiny. Později poznal další rodiny, včetně rodin Flore a Marie .
Dirk Brouwer pokračoval v této práci v padesátých letech minulého století a zdokonalil statistické metody pro identifikaci rodin. Postupně se identifikují nové rodiny, ale mezi astronomy existují významné rozdíly, a to jak v kritériích, která mají být použita, tak v seznamu rodin, které mají být zachovány. V 80. letech se počet identifikovaných rodin může podle autorů pohybovat od 15 do 117 a shoda se týká pouze „klasických“ rodin identifikovaných Hirayamou.
Studium rodin odvedlo dobrou práci v 90. a 2000. letech díky rychlému nárůstu počtu referenčních planetek a zároveň síle statistického zpracování, ale také a především díky postupnému vzniku shoda na přísnějších metodách identifikace (HCM, WAM, D-kritérium ...). Studie publikovaná v roce 1995 a založená na vzorku přibližně 12500 asteroidů identifikuje 26 dobře charakterizovaných rodin.
Pojem rodina je obecný pojem. Malé rodiny jsou často označovány anglickým termínem cluster (nebo cluster ve francouzštině) . Termín pár se používá v extrémním případě množiny redukované pouze na dva objekty gravitující společně. Někteří astronomové navrhli jiné pojmy (klan, kmen, chomáč ...), které popisují rozmanitost situací (víceméně jasné rodiny, víceméně izolované ...), ale jejich použití zůstává neobvyklé.
Několik použití koexistuje. Nejčastěji se používá k označení rodin (i skupin) podle jména jejich členů s nejnižším počtem. Další využití spočívá v privilegování jména většího člena, což odpovídá skutečnosti, že větší člen je často považován za „nadřazeného člena“.
Tato dvě použití částečně vysvětlují, proč je mnoho rodin označeno různými jmény podle časů nebo podle autorů, protože metody studia jsou upřesněny: objev nového, většího člena, zahrnutí nového člena s nižším počtem, vyloučení člen, který původně dal své jméno rodině atd.
Astronomové David Nesvorný , Miroslav Brož a Valerio Carruba navrhli v roce 2015 systém pro stanovení stabilního a sdíleného označení pro nejlépe charakterizované rodiny. Tento systém je založen na přidělení 3místného čísla zvaného Family Identifier Number nebo FIN. První číslo označuje zónu dotyčné sluneční soustavy:
Tento systém byl od té doby převzat jinými astronomy.
Přesný počet rodin je od přírody nemožný. Jejich charakterizace statistickými metodami generuje mnoho hraničních případů. Kromě toho jsou pravidelně navrhovány nové rodiny, které jsou předmětem debat před jejich přijetím nebo vyvrácením. Některé mohou zůstat hypotetické po dlouhou dobu.
Syntetické studie jsou pravidelně publikovány a postupně vylepšují seznam nejlépe zavedených rodin. Jedna z nich, kterou v roce 2015 publikovali D. Nesvorny, M. Broz a V. Carruba, uvádí 122 rodin, ke kterým můžeme přidat rodinu Eureka a rodinu Hauméa, s nimiž se v rámci studie nešetří. Navrhuje také další seznam 19 kandidátských rodin.
Rodiny jsou interpretovány jako důsledky srážek mezi asteroidy. Tato interpretace je navržena ze zakládajících děl K. Hirayamy ve 20. letech 20. století a postupně se prosazuje. Ve většině případů se předpokládá, že kolize měla za následek zničení obou mateřských těl. V některých případech je naopak srážka interpretována jako náraz kráteru . To je například případ rodin Vesty (hypotéza spojení s kráterem Rheasilvia na (4) Vesta ), Juno , Pallas , Hygeia nebo Massalia . Někdy mluvíme v tomto případě o kráterské rodině .
Kolizní původ vysvětluje, že ve velké většině případů mají členové rodiny homogenitu složení (předpokládané prostřednictvím spektrálních vlastností ). Tento aspekt se kromě zvláštních orbitálních prvků používá k upřesnění identifikace rodin a k identifikaci možných vetřelců, kteří nejsou členy rodiny. Výjimkou však mohou být případy kráterování velkých diferencovaných těl .
Velmi malé rodiny, zejména ty izolované jako rodina Eureka v rámci trojských koní, vedly k zvážení dalších scénářů, například postupných prasknutí malého těla způsobeného efektem YORP . Hypotéza o srážce však zůstává nejčastěji preferována.
Během srážky zůstávají relativní rychlosti mezi generovanými fragmenty nízké ve srovnání s rychlostí pohybu asteroidů na jejich drahách. To vysvětluje, proč rodinám trvá několik milionů let, než se rozptýlí, a tak zůstanou identifikovatelné studiem orbitálních prvků. Menší fragmenty jsou obvykle vyhozeny s vyšší rychlostí, a proto se rychleji rozptylují.
Gravitační vliv planet (zejména Jupitera v případě rodin hlavního pásu) narušuje oběžné dráhy fragmentů diferencovaným způsobem a urychluje rozptyl. Výpočet konkrétních orbitálních parametrů umožňuje překonat tento jev a identifikovat tak rodiny snadněji a relevantnějším způsobem, zejména ty nejstarší.
Jiné negravitační účinky narušují oběžné dráhy fragmentů diferencovaným způsobem, zejména účinky Yarkovsky a YORP spojené se slunečním zářením. Tyto jevy postihují zejména malé členy rodiny, což dále posiluje jejich již rychlejší šíření. Studie distribuce fragmentů podle jejich velikosti tak umožňuje odhadnout věk rodin, tedy okamžik srážky.
Přísně řečeno, adheze asteroidu k dané rodině se provádí analýzou jeho vlastních orbitálních prvků, spíše než jeho oscilačními orbitálními prvky , které se pravidelně mění v časovém měřítku několika desítek tisíc dnů. 'Let. Pokud jde o konkrétní orbitální prvky, jedná se o konstanty spojené s pohybem, které mají zůstat téměř konstantní po dobu nejméně několika desítek milionů let.
Hlavní pás je obvykle rozdělen do několika podskupin souvisejících zejména s Kirkwood Gaps . Je možné několik řezů. Zde ponecháváme následující rozdělení:
Drtivá většina známých rodin je soustředěna v zónách I, II a III hlavního pásu. Většina z nich má průměrný sklon menší než 20 °.
Okrajové oblasti, mnohem méně husté v asteroidech, koncentrují několik rodin. Tyto oblasti jsou popsány v části Rodiny v rámci periferních skupin .
Odhaduje se, že mezi čtvrtinou a třetinou asteroidů v hlavním pásu je známo, že patří do rodiny.
Rodina | KONEC | Referenční asteroid | Pásmový | Počet členů | Spektrální typ | Odhadovaný věk | Poznámky |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Vesta | 401 | (4) Vesta | Zóna I | ~ 15 300 | PROTI | ||
Flóra | 402 | (8) Flora | Zóna I | ~ 13 800 | S | ||
Massalia | 404 | (20) Massalia | Zóna I | ~ 6 400 | S | ||
Eunomie | 502 | (15) Eunomie | Zóna II | ~ 5 700 | S | ||
Maria | 506 | (170) Maria | Zóna II | ~ 2900 | S | ||
Hygie | 601 | (10) Hygieia | Zóna III | ~ 4 900 | C / B | ||
Themis | 602 | (24) Themis | Zóna III | ~ 4800 | VS | ||
Coronis | 605 | (158) Coronis | Zóna III | ~ 5 900 | S | ||
Eos | 606 | (221) Eos | Zóna III | ~ 9 800 | K. |
Článek Seznam rodin menších planet poskytuje podrobný seznam rodin.
Rodina | KONEC | Referenční asteroid | Skupina | Počet členů | Spektrální typ | Odhadovaný věk | Poznámky |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Vnitřní obvod hlavního pásu | |||||||
Heuréka | (5261) Heuréka | Trojské koně z Marsu / L 5 | ~ 7 | NA | ~ 1 Ga | Identifikováno v roce 2013. Obsahuje 7 z 8 trojských koní umístěných v L 5 (květen 2019). | |
Hungaria | 003 | (434) Hungaria | Hungaria skupina | ~ 3000 | E | Identifikováno v roce 1994. | |
Vnější obvod hlavního pásu | |||||||
Sylvia | 603 | (87) Sylvia | Cybele skupina | ~ 260 | X | ~ 1,2 nebo 4,2 Ga ? | Identifikováno v roce 2010. |
Ulla | 903 | (909) Ulla | Cybele skupina | ~ 26 | X | ||
Huberta | (260) Huberta | Cybele skupina | ~ 48 | ~ 1,1 Ga | Identifikováno v roce 2015. | ||
Hildo | 001 | (153) Hilda | Skupina Hilda | ~ 410 | VS | ||
Schubart | 002 | (1911) Schubart | Skupina Hilda | ~ 350 | VS | ||
Eurybate | 005 | (3548) Eurybate | Jupiterovy trojské koně / L 4 | ~ 310 | C / P | ~ 1 až 4 Ga | |
Sekýrovat | 004 | (624) Hector | Jupiterovy trojské koně / L 4 | ~ 90 | D | Byla identifikována první rodina typu D. | |
Ennomos | 009 | (4709) Ennomos | Jupiterovy trojské koně / L 5 | ~ 100 | ~ 1 až 2 Ga | Identifikováno v roce 2011. |
Hypotézu o rodině trojských koní gravitujících na L 5 formulovali v roce 2013 současně španělští astronomové C. a R. de la Fuente Marcos a anglický astronom Apostolos Christou. To je klasicky pojmenované Eureka rodina, po jeho člen jak nejvyšší a nejmenší číslo (5261) Eureka . Nyní je prokázáno, že zahrnuje 7 z 8 asteroidů gravitujících v L5.
Skupina Hungaria je skupina asteroidů s nízkou excentricitou a středním sklonem (obvykle mezi 15 a 35 °) umístěných mezi Marsem a hlavním pásem (obvykle 1,8 <a <2,0 au ). V rámci toho se rozlišuje kolizní rodina označená jako rodina Hungaria . Tato rodina obsahuje většinu asteroidů ve skupině, ale ve skutečnosti jde o dvě odlišné skupiny. Rozdíl mezi skupinou a rodinou byl jasně navržen až v roce 1994.
Skupina Cybele se nachází na vnějším obvodu hlavního pásu, mezi volnými místy v Kirkwoodu spojenými s rezonancemi 2: 1 a 5: 3 s Jupiterem, tj. V oblasti 3,27 <a <3, 70 ua . V této oblasti bylo objeveno několik kolizních rodin. První, která byla jasně identifikována, je rodina Sylvie v roce 2010. Dvě další rodiny jsou dnes dobře zdokumentovány, rodina Ulla a rodina Huberta . Byly navrženy další rodiny (například kolem asteroidů (522) Helga , (643) Šeherezáda , (121) Hermiona , (1028) Lydina , (3141) Buchar nebo (107) Camille ), ale znovu (nebo ne) nejsou) shoda.
Skupina Hilda přímo souvisí s fenoménem orbitální rezonance s Jupiterem na rezonanční úrovni 3: 2, kolem ~ 3,9 AU . V této skupině byly identifikovány dvě kolizní rodiny: rodina Hilda a rodina Schubart .
Studium rodin v Jupiterových trojských koních se ukázalo jako obtížné. Studie publikované koncem osmdesátých a poté v devadesátých nebo dvacátých letech nejprve navrhovaly páry asteroidů nebo malých shluků, poté větší rodiny. Studie publikovaná v roce 2011 však následně ukázala, že ze všech dosud uvažovaných jedinců byla statisticky robustní pouze rodina Eurybate . Můžeme tedy dnes považovat rodinu Eurybates za první, která byla jasně identifikována v rámci trojských koní Jupitera. Od té doby byly navrženy nové rodiny, zejména rodiny zahrnující hlavně malé trojské koně objevené po roce 2000.
Dvě souhrnné studie publikované v letech 2015 a 2016, založené na vzorcích 4 016 a 5 852 trojských koní, identifikují 6 rodin, z toho 4 v L 4 a 2 v L 5 . Zejména je možné zmínit rodiny Eurybate (v L 4 , přibližně 310 členů), Ennomos (v L 5 , přibližně 100 členů) a Hector (v L 4 , přibližně 90 členů).
Zdá se, že Hektorova rodina seskupuje asteroidy typu D , což by z ní učinilo první kolizní rodinu tohoto typu identifikovanou ve sluneční soustavě.
Rodina | KONEC | Referenční asteroid | Skupina | Počet členů | Spektrální typ | Odhadovaný věk | Poznámky |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Hauméa | (136108) Hauméa | Kuiperův pás | ~ 10 | Identifikováno v roce 2006. |
Rodina Hauméa je první rodinou identifikovanou v roce 2006 na Kuiperově pásu . V roce 2013 zůstává jedinou jasně identifikovanou transneptunskou rodinou. Má asi deset členů, včetně pravděpodobně dvou malých měsíců Hauméa . Studie publikovaná v roce 2008 považuje za pravděpodobnější, že původ této rodiny je spíše šokem mezi dvěma rozptýlenými objekty silné excentricity než mezi dvěma objekty samotného Kuiperova pásu.