小惑星を適切な軌道要素空間（i p vs a p ）にプロットすると、小惑星族が明確に集中していることがわかります。ベスタ、ユーノミア、コロニス、エオス、テミスなどの著名な族は、小惑星帯の異なる（色分けされた）領域に位置しています。

小惑星族とは、軌道長半径、離心率、軌道傾斜角といった類似した固有軌道要素を共有する小惑星の集団です。これらの族に属する小惑星は、過去の小惑星衝突の破片であると考えられています。小惑星族は小惑星群よりもより具体的な用語であり、小惑星群に属する小惑星は、ある程度の軌道特性を共有しながらも、それ以外は互いに無関係である場合があります。

一般的な特性

番号付き小惑星の固有 傾斜角と離心率の関係

大きな著名なファミリーには、数百個の既知の小惑星（そして、まだ分析されていない、あるいは発見されていない可能性のある、より小さな天体も多数）が含まれます。小さくコンパクトなファミリーには、確認されているメンバーが10個程度しか含まれない場合があります。メインベルトの小惑星の約33%から35%がファミリーのメンバーです。

確実に認識されている小惑星族は約20から30あり、さらに数十のより不確かなグループがあります。ほとんどの小惑星族は主小惑星帯に存在しますが、パラス族、ハンガリア族、フォカイア族など、いくつかの族に似たグループは、主小惑星帯よりも短い軌道長軸または大きい軌道傾斜角に位置しています。

準惑星 ハウメアに関連する一つの族が確認されている。[1]いくつかの研究ではトロヤ群小惑星の衝突族の証拠を見つけようとしたが、現時点では決定的な証拠は得られていない。

起源と進化

これらのファミリーは、小惑星同士の衝突の結果として形成されたと考えられています。多くの場合、あるいはほとんどの場合、母天体は粉砕されましたが、母天体を破壊しなかった大規模なクレーター形成によって形成されたファミリーもいくつかあります（例：ベスタ、パラス、ヒギエア、マッサリアファミリー）。このようなクレーター形成ファミリーは、典型的には単一の大きな天体と、それよりもはるかに小さな小惑星群で構成されています。一部のファミリー（例：フローラファミリー）は複雑な内部構造を有しており、現時点では十分に説明されていませんが、異なる時期に同じ領域で複数の衝突が起こったことが原因である可能性があります。

起源の過程により、ほとんどの科では全てのメンバーの構成がほぼ一致しています。注目すべき例外として、ベスタ科のように、大きく分化した母天体から形成された科があります。

小惑星族の寿命は、様々な要因（例えば、小さな小惑星はより早く失われる）に応じて、10億年オーダーであると考えられている。これは太陽系の年齢よりも大幅に短いため、初期太陽系の遺物はほとんどない。族の崩壊は、木星や他の大きな天体からの摂動による軌道の緩やかな消散と、小惑星同士の衝突による小天体への粉砕の両方によって起こる。このような小さな小惑星は、時間の経過とともに木星との軌道共鳴に向かう可能性があるヤルコフスキー効果などの摂動を受ける。一旦そうなると、それらは比較的急速に小惑星帯から放出される。いくつかの族については暫定的な年齢推定が得られており、それは数億年から、コンパクトなカリン族のように数百万年未満までの範囲である。古い族には小さなメンバーがほとんど含まれていないと考えられており、これが年齢決定の基礎となっている。

非常に古いファミリーの多くは、小型および中型の天体をすべて失い、大型の天体のうちごく少数のみが残っていると考えられています。そのような古いファミリーの残骸の例として、9メティスと113アマルテアの 小惑星ペアが挙げられます。多数の過去のファミリー（現在は分散）のさらなる証拠は、鉄隕石の化学組成の分析から得られます。この分析によると、分化できるほどの大きさの母天体が少なくとも50～100個存在し、その後粉砕されて核が露出し、隕石そのものが形成されたと考えられます（Kelley & Gaffey 2000）。

メンバー、侵入者、背景小惑星の特定

メインベルト小惑星の軌道要素（通常は軌道傾斜角と離心率、または軌道長半径）をプロットすると、非ファミリー背景小惑星の比較的均一な分布に対して、いくつかの明確な集中が見られる。これらの集中が小惑星ファミリーである（上記参照）。干渉小惑星は、いわゆる固有軌道要素に基づいてファミリーメンバーに分類される小惑星であるが、ファミリーの大部分とは異なる分光学的特性を持つため、真のファミリーメンバーとは異なり、衝突によって分裂した 同じ母天体から発生したのではないことが示唆される。

説明

比較:左側の接触するケプラー軌道要素(ファミリーは区別できません) と右側の固有要素(ファミリーは目視できます)。

厳密に言えば、族とその所属は、数万年のタイムスケールで規則的に変動する現在の接触 軌道要素ではなく、固有軌道要素を分析することによって特定されます。固有軌道要素とは、少なくとも数千万年、あるいはそれ以上にわたってほぼ一定のままである、関連する運動定数です。

日本の 天文学者 平山清次（1874–1943）は、小惑星の固有元素の推定における先駆者であり、1918年にいくつかの主要な族を初めて特定しました。彼に敬意を表して、小惑星族は「平山族」と呼ばれることがあります。これは特に、彼が発見した5つの主要なグループに当てはまります。

階層的クラスタリング法

今日のコンピュータ支援による探索により、100以上の小惑星族が特定されています。最もよく知られているアルゴリズムは、軌道要素空間において最近傍距離が小さいグループを探す階層的クラスタリング法（HCM）と、軌道要素空間における小惑星密度マップを作成し、密度のピークを探すウェーブレット解析です。

ファミリーの境界は、端の部分ではメインベルト内の小惑星の密度に溶け込むため、いくぶん曖昧です。そのため、発見された小惑星であっても、そのメンバーの数はおおよそしか分かっておらず、端に近い小惑星についてはメンバーが誰なのかは不明確です。

さらに、異質な背景を持つ小惑星群から、ファミリーの中心領域にも侵入する小惑星がいくつか存在すると予想されています。衝突によって生じた真のファミリーメンバーは類似した組成を持つと予想されるため、そのような侵入小惑星のほとんどは、ファミリーメンバーの大部分と一致しないスペクトル特性によって原理的に認識できます。顕著な例として、最大の小惑星である1ケレスが挙げられます。これはかつてその名にちなんで名付けられたファミリー（ケレスファミリー、現在はゲフィオ​​ンファミリー）における侵入小惑星です。

スペクトル特性は、例えばメンバーが珍しい構成を持つ ベスタ族の場合のように、族の外側の領域にある小惑星が所属する（または所属しない）かどうかを判断するためにも使用できます。

家族のタイプ

前述のように、母天体を破壊せず、破片のみを放出した衝突によって形成されたファミリーは、クレーターファミリーと呼ばれます。最も顕著な「名目上のファミリー」（またはクラスター）と区別が困難であったり、統計的に不確実であったりする様々なタイプのグループを区別するために、他の用語が使用されています。

集団、群れ、一族、部族

クラスターという用語は、カリン星団のような小さな小惑星族を表すのにも使われる。[2] クランプとは、比較的メンバーが少ないが、背景とは明らかに区別される集団である（例：ジュノークランプ）。クランとは、背景の密度に非常にゆっくりと溶け込んでいく集団、および/または複雑な内部構造を持つ集団で、1つの複雑な集団なのか、それとも無関係な複数の重なり合った集団なのかを判断するのが難しい集団である（例：フローラ族はクランと呼ばれている）。部族とは、メンバーの密度が小さいか、軌道パラメータの不確実性が大きいために、背景に対して統計的に有意であることが確実性が低い集団である。

リスト

著名な一族

Nysa familyVesta familyFlora familyEos familyKoronis familyEunomia familyHygiea familyThemis familyHungaria familyAsteroid family#All familiesAsteroid belt
  •  ニサ：19,073（4.8％）
  •  ベスタ: 15,252 (3.8%)
  •  フローラ: 13,786 (3.5%)
  •  Eos: 9,789 (2.5%)
  •  コロニス：5,949（1.5%）
  •  ユーノミア：5,670（1.4％）
  •  ヒュギエイア: 4​​,854 (1.2%)
  •  テミス：4,782（1.2％）
  •  ハンガリー: 2,965 (0.7%)
  •  その他のすべての家族: 21,500 (5.4%)
  •  背景: 295,000 (74.0%)
最も顕著なファミリー、その他のファミリー、および背景小惑星の分布（最大398,000個）[3] ：23 

数多くの小惑星族の中でも、エオス族、エウノミア族、フローラ族、ハンガリア族、ヒギエア族、コロニス族、ニサ族、テミス族、ベスタ族は小惑星帯で最もよく知られています。完全なリストについては、§ すべての族 をご覧ください。

Eosファミリー
エオス家（形容詞：エオアン、9,789人、221人のエオスにちなんで名付けられた）
ユーノミア家
ユーノミア族（形容詞：ユーノミアン、5,670個が知られ、15番ユーノミアにちなんで命名された）は、 S型小惑星の族である。中間小惑星帯で最も重要な族であり、主小惑星帯小惑星の約1.4%を占める6番目に大きな族である。[3] : 23 
フローラ家
フローラ族（形容詞：フロリアン、13,786個、 8人のフローラにちなんで命名）は、世界で3番目に大きな族です。範囲は広く、明確な境界はなく、徐々に周囲の背景集団に溶け込んでいきます。この族内にはいくつかの明確なグループがあり、おそらく後世の二次衝突によって形成されたと考えられます。また、小惑星族とも呼ばれています。
ハンガリーの家族
ハンガリア家（形容詞：ハンガリー語、メンバー数2,965人、434人のハンガリアにちなんで名付けられた）
ヒュギエア科
ヒュギエイア家（形容詞：ヒュギエイア、4,854人、10人のヒュギエイアにちなんで名付けられた）
コロニス家
コロニス家（形容詞：コロニアン、構成員数5,949人、158人のコロニス人にちなんで名付けられた）
ニサ家
ニサ家（形容詞：ニシアン、構成員数19,073人、44人のニサにちなんで名付けられた）。別名、135人のヘルタにちなんでヘルタ家とも呼ばれる。
テミス家
テミス家（形容詞：テミス派、4,782人、24人のテミスにちなんで名付けられた）
ベスタ家
ベスタ家（形容詞：ベスティアン、15,252人、4人のベスタにちなんで名付けられた）

すべての家族

2015年のある研究では、当時約40万個の番号付き天体で構成されていた番号付き小惑星の全カタログに基づいて、合計約10万個の小惑星を含む122の注目すべきファミリーが特定されました（番号付き小惑星の最新のリストについてはカタログインデックスを参照） 。[3] ： 23 データは「Small Bodies Data Ferret」で公開されています。[4]この表の最初の列には、ファミリー識別番号またはファミリー識別番号（FIN）が含まれています。これは、現在使用されている名前とは独立して、特定されたファミリーに数値ラベルを付ける試みです。ファミリーの名前は、精密な観測によって変更される可能性があり、文献で複数の名前が使用され、その後混乱が生じる可能性があるためです。[3] ： 17 

その他のファミリーまたは動的グループ

その他のさまざまなソースからの小惑星族（上記の表に記載されていない）および非小惑星族には次のものがあります。

参照

注記

  1. ^ 「近い」は9:2共鳴の内側にある小惑星、「内側」は9:2と4:1共鳴の間の小惑星を指します。Aは4:1と3:1の間、Bは3:1から8:3、Cは8:3から5:2、Dは5:2から7:3、Eは7:3から9:4、Fは9:4から11:5、Gは11:5から2:1、「外側」は2:1と11:6共鳴の間の小惑星、「縁」は11:6共鳴を超える小惑星を指します。

参考文献

  1. ^ Michael E. Brown、Kristina M. Barkume、Darin Ragozzine、Emily L. Schaller、「カイパーベルトの氷天体の衝突ファミリー」、Nature、 446、（2007年3月）、pp 294–296。
  2. ^ David Nesvorný、Brian L. Enke、William F. Bottke、Daniel D. Durda、Erik Ashaug、Derek C. Richardson「小惑星衝突によるカリン星団の形成」、Icarus 183、(2006) pp 296–311。
  3. ^ abcdefghijklmnopqrstu v Nesvorný, D.; Broz, M.; Carruba, V. (2014年12月). 「小惑星族の識別と動的特性」. Asteroids IV . pp.  297– 321. arXiv : 1502.01628 . Bibcode :2015aste.book..297N. doi :10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch016. ISBN 9780816532131. S2CID  119280014。
  4. ^ 「Small Bodies Data Ferret」. Nesvorny HCM Asteroid Families V3.0 . 2017年8月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年7月22日閲覧。
  5. ^ 「小惑星ファミリーの概要表。トロヤ群とグリクア群も含まれています」AstDyS . 2024年2月19日閲覧。
  6. ^ これは Nesvorný らによるジョークです。表 2 では 1995 年の映画『ゴールデンアイ』が参照されています。
  7. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab ac ミラニ、アンドレア;チェリーノ、アルベルト。クネゼビッチ、ゾラン。ノヴァコビッチ、ボージャン。スポト、フェデリカ。パオリッキ、パオロ (2014 年 9 月)。 「小惑星ファミリーの分類: 非常に大規模なデータセットの活用」。イカロス。239 : 46–73.arXiv : 1312.7702 。​​ Bibcode :2014Icar..239...46M。土井：10.1016/j.icarus.2014.05.039。S2CID  118617163。
  8. ^ ab Carruba, V.; Domingos, RC; Nesvorný, D.; Roig, F.; Huaman, ME; Souami, D. (2013年8月). 「小惑星族の同定に対するマルチドメインアプローチ」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 433 (3): 2075– 2096. arXiv : 1305.4847 . Bibcode :2013MNRAS.433.2075C. doi : 10.1093/mnras/stt884 .
  9. ^ Masiero, Joseph R.; Mainzer, AK; Bauer, JM; Grav, T.; Nugent, CR; Stevenson, R. (2013年6月). 「階層的クラスタリング法とWISE/NEOWISEの物理的特性を用いた小惑星ファミリーの同定」. The Astrophysical Journal . 770 (1): 22. arXiv : 1305.1607 . Bibcode :2013ApJ...770....7M. doi :10.1088/0004-637X/770/1/7. S2CID  119221614.
  10. ^ ハンザ族：新しい高傾斜角小惑星族
  11. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab Knezevic, Zoran; Milani, Andrea; Cellino, Alberto; Novakovic, Bojan; Spoto, Federica; Paolicchi, Paolo (2014年7月). 「小惑星のファミリーへの自動分類の実用化」. Complex Planetary Systems . 310 : 130–133 . Bibcode :2014IAUS..310..130K. doi : 10.1017/S1743921314008035 .
  12. ^ abcdefg ザパラ、V.;ベンジョヤ博士;チェリーノ、A.ファリネラ、P. Froeschle、C. (1997)。 「小惑星ダイナミックファミリー」。NASA 惑星データ システム: EAR-A-5-DDR-FAMILY-V4.1 。2020 年3 月 4 日に取得。（PDSメインページ）
  13. ^ abcdefghi Roig, F.; Ribeiro, AO; Gil-Hutton, R. (2008年6月). 「木星トロヤ群における小惑星族の分類：分光データとスローン・デジタル・スカイ・サーベイの色の比較」.天文学と天体物理学. 483 (3): 911– 931. arXiv : 0712.0046 . Bibcode :2008A&A...483..911R. doi :10.1051/0004-6361:20079177. S2CID  118361725.
  14. ^ ミラニ、アンドレア (1993年10月). 「トロヤ小惑星帯：固有要素、安定性、カオス、そしてファミリー」.天体力学と動的天文学. 57 ( 1–2 ): 59–94 . Bibcode :1993CeMDA..57...59M. doi :10.1007/BF00692462. ISSN  0923-2958. S2CID  189850747.

さらに読む

  • ベンジョヤ、フィリップ。そしてザッパラ、ヴィンチェンツォ。 「Asteroid Family Identification」、Asteroids III、613–618 ページ、アリゾナ大学出版局 (2002)、ISBN 0-8165-2281-2
  • V. ザパラら。 「小惑星族の物理的および動的特性」、Asteroids III、619–631 ページ、アリゾナ大学出版局 (2002 年)、ISBN 0-8165-2281-2
  • A. チェリーノら。 「小惑星族の分光学的性質」、Asteroids III、633–643 ページ、アリゾナ大学出版局 (2002 年)、ISBN 0-8165-2281-2
  • 平山清次； 「おそらく共通の起源を持つ小惑星のグループ」、天文学ジャーナル、Vol. 31、No.743、185-188ページ（1918年10月）。
  • Nesvorný, David; Bottke Jr., William F.; Dones, Luke; Levison, Harold F.; 「メインベルト領域における小惑星の最近の崩壊」、Nature、第 417 巻、pp. 720-722 (2002 年 6 月)。
  • Zappalà, Vincenzo; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; Knežević, Zoran; 「小惑星ファミリー I - 階層的クラスタリングと信頼性評価による識別」、天文学ジャーナル、第 100 巻、p. 2030 (1990 年 12 月)。
  • ザッパラ、ヴィンチェンツォ。チェリーノ、アルベルト。ファリネッラ、パオロ。そしてミラニ、アンドレア。 「小惑星ファミリー II - 番号のない複数の対向小惑星への拡張」、天文学ジャーナル、Vol. 107、772-801ページ（1994年2月）
  • Zappalà, V.; Bendjoya, Ph.; Cellino, A.; Farinella, P.; Froeschlé, C. (1995年8月). 「小惑星ファミリー：2つの異なるクラスタリング手法を用いた12,487個の小惑星サンプルの探索」Icarus . 116 (2): 291– 314. Bibcode :1995Icar..116..291Z. doi :10.1006/icar.1995.1127. ISSN  0019-1035.
  • MS Kelley & MJ Gaffey「9 Metis と 113 Amalthea: 遺伝的小惑星ペア」、Icarus Vol. 144、p. 27 (2000)。
  • 惑星データ システム - Zappalà 1995 分析による小惑星ファミリー データセット。
  • astDys における番号付き小惑星の適切な要素の最新の計算。
  • 小惑星（および彗星）グループ アーカイブ 2021-02-05 ウェイバックマシン、 Petr Scheirich 著（優れたプロット付き）。
  • 小惑星ファミリーポータル